Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie. Vydavatel: AGA (Aldebaran Group for Astrophysics) Číslo 13 – vyšlo 28. března, ročník 12 (2014) © Copyright Aldebaran Group for Astrophysics Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno. ISSN: 1214-1674, Email: bulletin@aldebaran.cz

13/2014

Reliktní gravitační vlny

Petr Kulhánek

Když Albert Einstein publikoval v roce 1916 obecnou relativitu, novou a revoluční teorii gravitace, nemohl tušit, jaké důsledky jeho teorie bude mít. Experimentální důkazy o správnosti koncepce pokřiveného času a prostoru v blízkosti hmotných těles přicházely jeden za druhým. Museli jsme se smířit s existencí natolik extravagantních objektů, jako jsou gravitační čočkyGravitační čočka – efekt gravitační čočky předpověděl v roce 1924 ruský fyzik Orest Chvolson a v roce 1936 Albert Einstein. Hmotný objekt (zpravidla velká galaxie) ležící mezi zdrojem záření a pozorovatelem zakřivuje světelné paprsky podobně jako skleněná čočka v laboratoři. Jsou-li objekty dokonale na přímce, vznikne jako obraz vzdálené galaxie tzv. Einsteinův prstenec. Jsou-li objekty mimo osu, vznikne buď oblouk, několikanásobný obraz nebo zdeformovaný obraz vzdálené galaxie či kvazaru. První gravitační čočka byla objevena v roce 1979. nebo černé díryČerná díra – objekt, který kolem sebe zakřiví čas a prostor natolik, že z něho nemůže uniknout ani světlo. Část z nich vzniká kolapsem hvězdy v zá­vě­reč­ných fázích vývoje. Druhou skupinu tvoří obří černé díry sídlící v centrech galaxií. Rotující černé díry kolem sebe vytvářejí akreční disky látky a v ose rotace výtrysky vysoce urychlených částic. Paradoxně akreční disky i výtrysky, vznikající v bezprostředním okolí černé díry, velmi intenzivně vyzařují. a s jevy, které jsou na hranici naší představivosti – strháváním časoprostoruLenseův-Thirringův jev – strhávání lokálního souřadnicového systému rotujícím tělesem (frame dragging). Jev si lze představit jako strhávání viskózní kapaliny v blízkosti rotujícího tělesa. Jev odvodili z rovnic obecné relativity Joseph Lense a Hans Thirring v roce 1918. rotujícím tělesem či gravitačními vlnamiGravitační vlna – periodicky se šířící zakřivení času a prostoru. Může vzniknout v okolí těles s nenulovým kvadrupólovým momentem, například kolem dvojice rotujících kompaktních hvězd. Právě tyto vlny by měly být nejběžnější a mít frekvenci od 0,1 mHz do 10 kHz. K první přímé detekci gravitačních vln došlo dne 14. září 2015. Gravitační záblesk ze splynutí dvou černých děr středních hmotností ve vzdálenosti 1,3 miliardy světelných roků zachytily oba americké přístroje LIGO., eluzivními záhyby v předivu času a prostoru, šířícími se hlubinami vesmíru rychlostí světla. V roce 2014 byl publikován další významný objev. V reliktním záření pocházejícím z konce Velkého třesku (z období 400 000 roků) byl nalezen otisk reliktních gravitačních vln z období zlomků sekundy (10^–35 s) po vzniku světa. Pohádka, která se před našimi zraky stává skutečností. Začíná se snad naplňovat dávná touha člověka po poznání a pochopení vzniku vesmíru, počátku veškerého času a prostoru, a počátku světa, ve kterém žijeme?

Na jižním pólu je několik přístrojů zkoumajících reliktní záření. Zcela nalevo je desetimetrový radioteleskop SPT (South Pole Telescope). Na pravé straně budovy je patrné osmimetrové stínění přístroje BICEP2, který objevil podpis reliktních gravitačních vln v elektromagnetickém signálu z konce Velkého třesku. Zdroj: Mc Gill Reporter.

Obecná relativita – teorie gravitace publikovaná Albertem Einsteinem v roce 1915. Její základní myšlenkou je tvrzení, že každé těleso svou přítomností zakřivuje prostor a čas ve svém okolí. Ostatní tělesa se v tomto pokřiveném světě pohybují po nejrovnějších možných drahách, tzv. geodetikách. Inflace – prudké (exponenciální) zvětšení rozměrů raného vesmíru. Zpravidla se dává do souvislosti s oddělením silné interakce v čase 10−35 s od hypotetické nuly dané zpětnou extrapolací expanze. V průběhu inflace dojde k zvýšení entropie faktorem 1090 až 10120 a k zvětšení rozměrů faktorem 1030 až 1050. Uvolněná energie je minimálně 1060 GeV, způsobí opětovné ohřátí vesmíru a vznik stochastických reliktních gravitačních vln. Některé modely kladou inflaci do ještě ranějších fází vývoje vesmíru. Pokud ale inflace existovala, je ona samotná skutečnou časovou nulou, skutečným počátkem našeho vesmíru. Reliktní záření – záření, které se od látky oddělilo přibližně 400 000 let po vzniku vesmíru, v době, kdy se vytvářely atomární obaly prvků a končilo plazmatické období vesmíru. Počáteční horkou (plazmatickou) fázi existence vesmíru nazýváme Velký třesk a reliktní záření tedy pochází z období konce Velkého třesku. Dnes má teplotu 2,73 K a vlnovou délku v milimetrové oblasti. Je jedním ze základních zdrojů informací pro naše poznání raného vesmíru. V anglické literatuře se označuje zkratkou CMB (Cosmic Microwave Background, mikrovlnné záření pozadí).

Gravitační vlny

Pokud vhodíte do vody kámen, budou se od místa dopadu šířit na vodní hladině kruhové vlny. Na nich se budou pohupovat listy i další nečistoty plující na hladině. Gravitační vlny si můžete představit podobně. Jde o pravidelné záhyby v čase a v prostoru, na nichž se pohupuje vše, s čím se setkají. Je zde ale mnoho rozdílů. Na rybníku se vlny šíří vodou, u gravitačních vln jde o rozvlnění samotného časoprostoru. Také rychlost je odlišná. Vlny na vodě se pohybují pomalu a jejich rychlost je dána tíží a elastickými vlastnostmi kapaliny. Gravitační vlny se podle obecné relativity šíří rychlostí světla, což je nejvyšší možná rychlost šíření informace. Dalším rozdílem je způsob vzniku. Do rybníka můžete vhodit kulatý kamínek a vlny se nepochybně vytvoří. Gravitační vlny ale nevzniknou za pomoci sféricky symetrického tělesa, ani kdyby rotovalo. K vytvoření gravitačních vln nepostačí dokonce ani dipólová nesymetrie (například elipsoid rotující podél jedné ze svých os), která je dostatečná ke genezi elektromagnetických vln. Pro vytvoření gravitačních vln musí mít rozložení hmoty tzv. kvadrupólovou nesymetrii – tj. nesymetrii ve dvou nezávislých směrech. Nejjednodušším příkladem jsou dvě hvězdy obíhající kolem společného těžiště.

Umělecká představa gravitačních vln vznikajících kolem těsné dvojhvězdy. Jde o zobrazení čtyřrozměrného časoprostoru na dvourozměrnou plochu Tzv. diagram „vnoření“). Zobrazené souřadnicové čáry prezentují prostor i čas. Zdroj LIGO.

Elektromagnetické vlny mohou mít dvě různé, navzájem kolmé, polarizace. Tím se rozumí, že elektrické pole může nezávisle kmitat ve dvou navzájem kolmých rovinách. Gravitační vlny také mohou mít dvě nezávislé polarizace, ale jejich roviny jsou skloněné pod úhlem 45°. To je pro gravitační vlny typické, a pokud si představíme kroužek hmotných bodů, přes který se prožene gravitační vlna, budou jeho body reagovat na tyto polarizace různě. Dobře je to patrné z následujícího obrázku. První z polarizací označujeme znakem +, druhou ×.

Dvě nezávislé polarizace gravitační vlny (+ nalevo a × napravo). Gravitační vlna přichází ve vodorovném směru. V animacích je znázorněna rozdílná reakce kroužku bodů na jednotlivé polarizace. Zdroj: Mike Boyle, Cornell University.

Snaha o přímou detekci gravitačních vln zatím nepřinesla žádné výsledky. První pokusy konal Joseph Weber v 60. letech 20. století za pomoci rezonančních válců. Dnešní měření probíhají interferometricky. Obří interferometry mají dvě kolmá ramena, na jejichž koncích jsou odrazná zrcadla. Jejich poloha se sleduje laserovými paprsky pocházejícími z jednoho zdroje. Oba paprsky se po odrazu ze zrcadel setkají v interferometru a z posuvu proužků se vyhodnocuje pohyb zrcadel. Nejdelší ramena má systém LIGOLIGO – Laser Interferometry Gravitational-Wave Observatory, největší světový interferometr pro hledání gravitačních vln s délkou ramen 4 km. Postaveny jsou dva velké detektory stejného typu, jeden v Livingstonu a druhý v Hanfordu (USA). Oba velké přístroje doplňuje dvoukilometrový interferometr v Hanfordu. Uvažuje se o stavbě dalšího stroje v Indii. Frekvenční rozsah detektoru je od 10 Hz do 10 kHz. Detektor byl uveden do provozu v roce 2002. Od roku 2010 do roku 2015 probíhala kompletní rekonstrukce, jejímž cílem bylo výrazné zvýšení citlivosti přístroje. První přímá detekce gravitačních vln se podařila 14. září 2015. Do konce roku 2021 bylo zachyceno 90 průkazných signálů. ve Spojených státech (4 km), v Itálii je jen o málo menší interferometr VIRGOVIRGO – největší evropský interferometr pro hledání gravitačních vln s délkou ramen 3 km. Je umístěn u vesničky Cascina, 10 km od italské Pisy proslulé svou šikmou věží. Detektor byl uveden do provozu v roce 2007. Od roku 2010 do roku 2017 probíhala rekonstrukce, jejímž cílem bylo podstatné zvýšení citlivosti. První experimentální běh po rekonstrukci proběhl v srpnu 2017 (společné pozorování s americkým LIGO) a 14. srpna se podařilo zachytit první gravitační signál. Detektor Virgo je součástí observatoře EGO (European Gravitational Observatory). Pro přístroj po rekonstrukci se také často používá zkratka AdV (Advanced Virgo). (3 km). Žádný signál ale zachycen nebyl, tato zařízení jsou na hranici citlivosti pro přímou detekci gravitačních vln. Oba velké interferometry procházejí rekonstrukcí, která bude u zařízení LIGO dokončena v roce 2014, a u VIRGO v roce 2015. Existují i smělé plány na obří interferometry ve vesmíru. K největším patřila LISA – trojice sond ve vzájemné vzdálenosti 5 milionů kilometrů. Poloha testovacího tělíska na každé sondě měla být sledována pomocí laserů z ostatních sond. Z ambiciózního plánu NASANASA – National Aeronautics and Space Administration, americký Národní úřad pro letectví a kosmonautiku, byl založen prezidentem Eisenhowerem 29. července 1958. Jde o instituci zodpovědnou za kosmický program USA a dlouhodobý civilní i vojenský výzkum vesmíru. K nejznámějším projektům patří mise Apollo, která v roce 1969 vyvrcholila přistáním člověka na Měsíci, mise Pioneer, Voyager, Mars Global Surveyor a dlouhá řada dalších. a ESAESA – European Space Agency, Evropská kosmická agentura. ESA spojuje úsilí 18 evropských zemí na poli kosmického výzkumu. Centrální sídlo je v Paříži, pobočky jsou v mnoha členských zemích. ESA byla založena v roce 1964 jako přímý následovník organizací ESRO a ELDO. Nejznámější nosnou raketou využívanou ESA je Ariane. Česká republika vstoupila do ESA v listopadu 2008. nakonec sešlo (viz AB 19/2013). Evropská kosmická agentura ale stále uvažuje o úspornějším uspořádání tzv. Nové gravitační observatoře NGO, kde by vzdálenost mezi sondami měla být „jen“ milion kilometrů. Realizace před rokem 2025 bohužel nepřichází z finančních důvodů v úvahu.

Gravitační vlny byly dosud zachyceny jen nepřímo, a to u podvojné neutronové hvězdyNeutronová hvězda – těleso tvořené degenerovaným neutronovým plynem o hmotnosti menší než přibližně 2,2 až 3 M_S (Tolmanova-Oppenheimerova-Volkoffova mez). Typický průměr neutronové hvězdy je v řádu desítek kilometrů, průměrná hustota 10¹⁷ kg m⁻³ dosahuje hodnot hustoty atomového jádra. Neutronové hvězdy vznikají při gravitačním kolapsu velmi hmotných červených veleobrů, při výbuchu supernovy typu II. Obrovský tlak způsobuje „vtlačení“ elektronů do protonů za vzniku neutronů a neutrin. Neutronové hvězdy byly teoreticky předpovězeny ve 30. letech 20. století. (jeden z členů je pulzarem) PSR 1913+16. Soustava byla objevena radioteleskopem AreciboArecibo – do roku 2016 nejvýkonnější radioteleskop světa, ostrov Portoriko. Průměr antény 304 metrů, anténa vyplňuje celé údolí. Povrch tvoří 40 000 hliníkových desek. Postaven byl v roce 1963. Objevy: první extrasolární planeta, změření periody rotace Merkuru, objev podvojného pulsaru PSR 1913+16 (nepřímé potvrzení existence gravitačních vln), potvrzení Jarkovského jevu u planetky Golevka. v roce 1974. Dvě neutronové hvězdy, které kolem sebe obíhají, ztrácejí energii vyzařováním gravitačních vlnGravitační vlna – periodicky se šířící zakřivení času a prostoru. Může vzniknout v okolí těles s nenulovým kvadrupólovým momentem, například kolem dvojice rotujících kompaktních hvězd. Právě tyto vlny by měly být nejběžnější a mít frekvenci od 0,1 mHz do 10 kHz. K první přímé detekci gravitačních vln došlo dne 14. září 2015. Gravitační záblesk ze splynutí dvou černých děr středních hmotností ve vzdálenosti 1,3 miliardy světelných roků zachytily oba americké přístroje LIGO.. Tím se nepatrně, ale měřitelně, mění perioda oběhu složek. Za průzkum tohoto unikátního systému získali Nobelovu cenu za fyziku pro rok 1993 Russel Hulse a Joseph Taylor. Později byly nalezeny podvojné pulzary s ještě lepšími vlastnostmi. Podvojný pulzar PSR J0737-3039A (objevený Lovellovým radioteleskopem v Jodrell BankJodrell Bank Observatory – observatoř patřící Univerzitě v Manchesteru ve Velké Británii. Nejznámějším přístrojem je Lovellův radioteleskop o průměru 76 metrů. Observatoř také provozuje radioteleskopickou síť MERLIN (Multi-Element Radio Linked Interferometer Network). v roce 2003) je téměř ideální relativistickou laboratoří k ověřování jevů obecné relativity a samozřejmě i k nepřímé detekci gravitačních vln. V roce 2014 se podařila přístrojem BICEP2 (Background Imaging of Cosmic Extragalactic Polarization) na jižním pólu dokonce nepřímá detekce reliktních gravitačních vln z počátku Velkého třesku. Jejich podpis byl nalezen v reliktním zářeníReliktní záření – záření, které se od látky oddělilo přibližně 400 000 let po vzniku vesmíru, v době, kdy se vytvářely atomární obaly prvků a končilo plazmatické období vesmíru. Počáteční horkou (plazmatickou) fázi existence vesmíru nazýváme Velký třesk a reliktní záření tedy pochází z období konce Velkého třesku. Dnes má teplotu 2,73 K a vlnovou délku v milimetrové oblasti. Je jedním ze základních zdrojů informací pro naše poznání raného vesmíru. V anglické literatuře se označuje zkratkou CMB (Cosmic Microwave Background, mikrovlnné záření pozadí)..

Podvojný pulzar PSR J0737-3039A je ideální relativistickou laboratoří. Pulzary obletí společné těžiště za 144 minut. Soustava se nachází ve vzdálenosti 2 000 ly v souhvězdí Lodní zádi. Objevena byla radioteleskopem v Jodrell Bank. Pozorována je celá řada relativistických jevů včetně změny oběžné periody způsobené vyzařováním gravitačních vln. Zdroj: Jodrell Bank, University of Manchester.

Inflační model

Standardní kosmologický model je založen na obecné relativitě a na Hubblově pozorování expanze vesmíru z roku 1929. Pokud vesmír expanduje, byl kdysi velmi hustý a horký a nacházel se v plazmatickém skupenství. Toto prvopočáteční období nazýváme Velký třesk. Standardní model dobře popisuje expanzi vesmíru v závěrečných fázích Velkého třesku a po něm. Přináší ale také řadu nevyřešených problémů, z nichž nejvýznamnější jsou následující tři:

Se zajímavým řešením přišel v roce 1980 americký teoretik Alan Guth. Navrhl, že pokud by v minulosti existovalo velmi krátké období nesmírně prudké expanze (nazýváme ji inflace), mnohé problémy standardního kosmologického modelu by to vyřešilo. V průběhu této fáze by byl vesmír ovládán především kvantovými procesy a singularita získaná jako limita obecné relativity by nebyla nutná. Vyřešil by se i problém plochosti vesmíru, neboť v průběhu prudké expanze by došlo k lokálnímu vyhlazení vesmíru (pokud nafouknete malou kuličku na obří rozměry, bude se původním obyvatelům jejich svět zdát plochý). A vyřešil by se i problém horizontu, neboť jednotlivé oblasti mohly komunikovat před inflační fází.

Inflační fáze řeší nejen problém plochosti, ale i problém horizontu. Dvě velmi vzdálené oblasti A a B, které pozorujeme v různých směrech, by spolu nemohly v minulosti nikdy komunikovat, pokud by neexistovala inflační fáze. Signál z konce Velkého třesku je dnes v mikrovlnném oboru.

Samotný Alan Guth navrhnul první inflační scénář, který předpokládal, že po vzniku vesmíru nebylo vakuum ve stavu s nejnižší možnou energií (tzv. falešné vakuum) a později vesmír do stavu s minimální energií vakua přešel. Takový fázový přechod s sebou nesl právě ono prudké rozepnutí rozměrů, které mohlo vyřešit problémy standardního modelu. Alan Guth pro matematický popis fázového přechodu použil potenciál Higgsova poleHiggsovy částice – částice, které se objevují ve sjednocené teorii elektromagnetické a slabé interakce (tzv. elektroslabé interakce) standardního modelu. Částice a jim odpovídající Higgsovo pole zde zajišťují nenulovou hmotnost polních částic slabé interakce a způsobují narušení symetrie elektroslabé interakce při energiích nižších než 100 GeV. Částice jsou pojmenovány podle skotského fyzika Petera Higgse. Tento mechanizmus nazýváme Higgsův mechanizmus a je aplikovatelný i na jiné částice. Existence Higgsovy částice byla s největší pravděpodobností potvrzena v červenci 2012 na dvou detektorech urychlovače LHC v CERNu. O Higgsově částici se často hovoří jako o Higgsově bosonu, Higgsově poli či jen higgsi. s dvěma minimy. Inflační hypotéza s sebou ale okamžitě přinesla problémy nové. Fázový přechod by nemohl proběhnout v celém vesmíru naráz, a tak by se v něm tvořily oddělené oblasti nové fáze, jakési bubliny dceřiných vesmírů. Inflační hypotéza procházela řadou úprav až do dnešní podoby, jejímiž otci jsou především americký teoretik ruského původu Andrej Linde (*1948) a americký teoretik Paul Steinhardt (*1952). Inflační fáze je dnes vkládána do období 10^–35 s, kdy se od prvotní prainterakce GUTGUT – Grand Unified Theory, teorie velkého sjednocení. Popisuje sjednocení elektroslabé a silné interakce při energiích 10¹⁶ GeV (GUT škála). Při vyšších energiích než 10¹⁶ GeV existovaly pouze GUT interakce a gravitační interakce. Teorie velkého sjednocení předpovídá zatím nepozorované procesy, jako je například rozpad protonu. oddělovala silná interakce. Právě to mělo podle nového inflačního scénáře za následek prudký fázový přechod, kdy se kvantové fluktuace pocházející z prvotní kvantové pěny zvětšily v průběhu 10^–37 s na makroskopické rozměry. Doba trvání inflace i její časové zařazení se model od modelu liší, stejně tak jako přítomná pole ovlivňující inflaci i tvar jejich potenciální energie. Odhaduje se, že v průběhu inflace došlo k nafouknutí vesmíru faktorem 10³⁰ až 10⁵⁰. Při tak prudkém ději, jakým je inflace, by mělo dojít k rozvlnění časoprostorového přediva a měly by vzniknout tzv. primordiální neboli reliktní gravitační vlny, jejichž amplituda je úměrná druhé mocnině energie uvolněné při inflaci. Dosud ve prospěch inflační hypotézy hovořila jedině plochost a homogenita vesmíru, reliktní gravitační vlny jsou další experimentální výzvou.

Otcové inflačního modelu. Zleva doprava: Alan Guth, Andrej Linde a Paul Steinhardt.

Reliktní záření

Velký třesk končí v období 400 000 let po vzniku vesmíru. Počáteční žhavé plazmaPlazma – kvazineutrální soubor nabitých a neutrálních částic, který vykazuje kolektivní chování. Lidsky to znamená, že se v dané látce nachází elektricky nabité částice. Kladné a záporné náboje se navzájem kompenzují, takže celek je elektricky neutrální. Částice jsou schopné reagovat na elektrická a magne­tická pole jako celek. Plazma vzniká odtržením elektronů z elektric­ké­ho obalu atomárního plynu nebo ionizací molekul. S plazmatem se můžeme setkat v elektrických výbojích (blesky, jiskry, zářivky), v polárních zářích, ve hvězdách, ve slunečním větru a v mlhovinách. Pro plazma jsou typické silně nelineární jevy a nestability. Přes 99 % atomární látky ve vesmíru je v plazmatickém skupenství. se mění na neutrální plyn, do tehdy volné elektrony se stávají součástí atomárních obalů. Elektromagnetické záření, které bylo vázáno na látku, se uvolňuje. Neutrální plyn je pro něj průhledný. Toto záření, které se na konci Velkého třesku oddělilo od látky, dnes nazýváme reliktní zářeníReliktní záření – záření, které se od látky oddělilo přibližně 400 000 let po vzniku vesmíru, v době, kdy se vytvářely atomární obaly prvků a končilo plazmatické období vesmíru. Počáteční horkou (plazmatickou) fázi existence vesmíru nazýváme Velký třesk a reliktní záření tedy pochází z období konce Velkého třesku. Dnes má teplotu 2,73 K a vlnovou délku v milimetrové oblasti. Je jedním ze základních zdrojů informací pro naše poznání raného vesmíru. V anglické literatuře se označuje zkratkou CMB (Cosmic Microwave Background, mikrovlnné záření pozadí).. Tehdy šlo o světelné záření. V průběhu 14 miliard let, po které letělo vesmírem do našich přístrojů, se jeho vlnová délka díky expanzi vesmíru prodloužila na přibližně 1 mm, takže ho dnes pozorujeme v oblasti mikrovln. Proto se reliktnímu záření někdy říká mikrovlnné záření pozadí. Je to nejvzdálenější zachytitelný elektromagnetický signál. Období Velkého třesku je neprůhledné a pro nás elektromagneticky nepozorovatelné. O období uvolnění reliktního záření někdy také hovoříme jako o sféře posledního rozptylu. Reliktní záření je nejcennějším zdrojem informací o raném vesmíru.

Existenci reliktního záření předpověděli George Gamow, Ralph Alfpher a Robert Herman v roce 1948. Záření bylo objeveno v roce 1965 Arno Penziasem a Robertem Wilsonem pomocí antény Bellových telefonních laboratoří. K jeho následujícímu výzkumu nejvíce přispěly družice COBECOBE – Cosmic Background Explorer, družice NASA vypuštěná v  roce 1989. Pomocí družice bylo zjištěno, že reliktní záření má teplotu 2,73 K a že jde s vysokou přesností o záření absolutně černého tělesa. V roce 1992 družice objevila fluktuace reliktního záření a jeho anizotropii způsobenou naším vlastním pohybem. Rozlišovací schopnost COBE byla 7°. Činnost sondy byla ukončena v roce 1993. (1989) a sondy WMAPWMAP – Wilkinson Microwave Anisotropy Probe, sonda z roku 2001, která pořídila podrobnou mapu fluktuací reliktního záření s úhlovým rozlišením kolem 15′ a citlivostí 20 μK. Zrcadlo sondy mělo rozměry 1,4×1,6 m a teplota chlazené části byla nižší než 95 K. Data sondy jsou důležitým zdrojem informací o raných fázích vývoje vesmíru, většinou se kombinují s daty z pozemských zařízení jako je CBI a ACBAR a s daty z novější sondy Planck. Sonda byla umístěna v Lagrangeově bodě L2 soustavy Země-Slunce, kde pracovala do 28. října 2010. (2001) a PlanckPlanck – mikrovlnná observatoř evropské kosmické agentury ESA, která byla vynesena do vesmíru 14. května 2009. Byla určena k výzkumu fluktuací reliktního záření a monitorování vesmíru v mikrovlnné oblasti. Měla úhlovou rozlišovací schopnost 5′ a teplotní citlivost 2 μK. Oblohu snímkovala v devíti frekvenčních pásmech od 30 do 857 GHz (0,2 až 10 mm). Zrcadlo sondy mělo rozměry 1,9×1,5 m. Teplotu vysokofrekvenční části ohniska se podařilo po dobu dvou let udržet na extrémně nízké hodnotě 0,1 K. Činnost sondy byla ukončena v říjnu 2013. (2009).

Jednotlivé fáze vývoje vesmíru. Z hlediska našeho příběhu jsou nejdůležitější
inflace a období vzniku reliktního záření. Zdroj: ESA.

K největším objevům družice COBECOBE – Cosmic Background Explorer, družice NASA vypuštěná v  roce 1989. Pomocí družice bylo zjištěno, že reliktní záření má teplotu 2,73 K a že jde s vysokou přesností o záření absolutně černého tělesa. V roce 1992 družice objevila fluktuace reliktního záření a jeho anizotropii způsobenou naším vlastním pohybem. Rozlišovací schopnost COBE byla 7°. Činnost sondy byla ukončena v roce 1993. patřila detekce fluktuací reliktního záření v roce 1992. Drobné flíčky v signálu znamenají nehomogenity v tehdejší látce a jsou obrazem makroskopických zárodků, z nichž později vznikaly galaxie a kupy galaxií. Družice COBE měla bohužel úhlové rozlišení pouze 7°, což neumožnilo provedení frekvenční analýzy fluktuací (nalezení poměrného zastoupení jednotlivých úhlových rozměrů ve fluktuacích). To se povedlo až sondě WMAPWMAP – Wilkinson Microwave Anisotropy Probe, sonda z roku 2001, která pořídila podrobnou mapu fluktuací reliktního záření s úhlovým rozlišením kolem 15′ a citlivostí 20 μK. Zrcadlo sondy mělo rozměry 1,4×1,6 m a teplota chlazené části byla nižší než 95 K. Data sondy jsou důležitým zdrojem informací o raných fázích vývoje vesmíru, většinou se kombinují s daty z pozemských zařízení jako je CBI a ACBAR a s daty z novější sondy Planck. Sonda byla umístěna v Lagrangeově bodě L2 soustavy Země-Slunce, kde pracovala do 28. října 2010., která měla úhlové rozlišení 15′. Z polohy jednotlivých maxim pak bylo možné poprvé stanovit přesně stáří vesmíru, dobu trvání Velkého třesku a procentuální zastoupení jednotlivých složek ve vesmíru. Výsledky byly zveřejněny na slavnostní tiskové konferenci dne 11. února 2003. Nejpřesnějším přístrojem doposud sledujícím celooblohově reliktní záření byla evropská sonda PlanckPlanck – mikrovlnná observatoř evropské kosmické agentury ESA, která byla vynesena do vesmíru 14. května 2009. Byla určena k výzkumu fluktuací reliktního záření a monitorování vesmíru v mikrovlnné oblasti. Měla úhlovou rozlišovací schopnost 5′ a teplotní citlivost 2 μK. Oblohu snímkovala v devíti frekvenčních pásmech od 30 do 857 GHz (0,2 až 10 mm). Zrcadlo sondy mělo rozměry 1,9×1,5 m. Teplotu vysokofrekvenční části ohniska se podařilo po dobu dvou let udržet na extrémně nízké hodnotě 0,1 K. Činnost sondy byla ukončena v říjnu 2013. z roku 2009. Měla teplotní rozlišení 2 μK (desetkrát lepší než WMAP) a úhlové rozlišení 5′ (třikrát lepší než WMAP). Sonda Planck provedla celkem 4 kompletní přehlídky oblohy v mikrovlnné oblasti na devíti vlnových délkách (od 0,2 mm do 10 mm). Signál z radiometrů (antének v ohnisku) byl rozdělen do dvou kolmých směrů a veden ke zpracování dvěma vlnovody, což umožnilo měření polarizace reliktního záření. První balíček dat byl zveřejněn v únoru 2011. Šlo o nekosmologická pozorování prachu a kompaktních mikrovlnných zdrojů. Druhý balíček z března 2013 byl věnován kosmologii a byla v něm provedena frekvenční analýza z prvních dvou přehlídek. Třetí (poslední) balíček dat věnovaný kompletní frekvenční analýze a měření polarizacePolarizace fotonu – rovina kmitů elektrického pole, fotony jako kvanta příčného elektromagnetického vlnění mohou mít dvě nezávislé polarizace. Skutečný stav fotonu je potom lineární kombinací obou polarizačních stavů v dané bázi.  by měl být zveřejněn až v červenci 2014. Kromě sond zkoumá reliktní záření i řada přístrojů v místech, kde nevadí vodní páry, tj. vysoko v horách, na gondolách balónů nebo na jižním pólu, kde je vzhledem k extrémně nízkým teplotám relativně sucho. Tyto přístroje mají někdy lepší parametry než sondy, ovšem nemohou provádět celooblohová měření.

Mapa teplotních fluktuací reliktního záření pořízená evropskou sondou Planck. Teplota záření je 2,73 K, teplejší a chladnější oblasti se v teplotě liší až na pátém desetinném místě. Zdroj: ESA/Planck.

Měření polarizace v reliktním záření

Již jsme se zmínili, že reliktní záření se oddělilo od látky na konci Velkého třesku, přibližně 400 000 let po vzniku Vesmíru. V krátké době jeho oddělování od látky mohlo také dojít k jeho polarizaci. Na posledních volných elektronech docházelo k poslednímu rozptylu fotonů. Pokud na takový elektron dopadly dva fotony různých frekvencí (teplot) ze dvou kolmých směrů, došlo k rozptylu (tzv. Thomsonovu rozptylu), jehož výsledkem bylo polarizované světlo s preferovanou rovinou kmitů elektrického pole. K tomu, aby z různých směrů přicházely různě energetické fotony (anizotropie vesmíru), mohlo dojít trojím mechanizmem:

Skalárních poruch bylo na konci Velkého třesku značné množství, o čemž svědčí fluktuace objevené v reliktním záření. Vektorové poruchy by podle teorie měly být relativně rychle utlumeny. Tenzorové poruchy souvisí se stlačováním elektromagnetických vln gravitačními vlnami. Obrazec polarizace by měl být v daném směru oblohy zhruba stejný, oblasti shodné polarizace by měly tvořit významné úhlové obrazce, neboť zdroje anizotropií jsou dostatečně úhlově veliké.

Vznikající reliktní záření mohlo být polarizováno reliktními gravitačními vlnami.
Zdroj: BNU.

Lze ale nějak odlišit polarizaci reliktního záření způsobenou skalárními a tenzorovými poruchami? Odpověď je kladná. Nejprve je třeba provést rozklad polarizačního obrazce na tzv. E a B módy. E mód je ta část polarizace, která nemá preferovanou točivost (tzv. gradientní pole) a B mód je ta část polarizace, která má nenulovou točivost (kladně či záporně orientovanou). Názvy obou módů jsou převzaty ze statických elektrických a magnetických polí, která mají podobné vlastnosti: elektrické pole má nulovou rotaciRotace – matematická operace, která umožňuje zjistit v daném poli vírové struktury. Rotace je nenulová v místech, kde je střed víru, její směr udává osu víru. a magnetické pole nulovou divergenciDivergence – matematická operace, která je testem na zdroje polí. Tam, kde je divergence nulová, není zdroj pole, tam kde je kladná, pole vyvěrá, a tam, kde je záporná, pole mizí.. Typické směry polarizace E a B módu v okolí minima a maxima intenzity poruchy jsou ukázány na následujícím obrázku.

Typické směry polarizace pro E a B módy v okolí minima a maxima poruchy. E mód nemá žádný preferovaný směr otáčení kolem středu poruchy. B mód může být levotočivý a pravotočivý. Zdroj: Y. Takahashi.

Výsledek numerické simulace, při které byla polarizace rozdělena na E mód (nalevo) a B mód (napravo). Zdroj: Y. Takahashi.

Zdrojem E módu jsou výhradně skalární a tenzorové fluktuace. Proto nelze v E módu oddělit signál z hustotních fluktuací od signálu pocházejícího z gravitačních vln. Zdrojem B módu jsou vektorové a tenzorové fluktuace. Přítomnost B polarizačního módu v reliktním záření tak znamená buď přítomnost gravitačních vln nebo topologických defektů. A oboje je fyzikálně mimořádně zajímavé. Signál z vektorových fluktuací by měl být ale velmi silně tlumen a nepřepokládá se, že by byl nalezen.

O měření polarizace reliktního záření se pokouší celá řada přístrojů. První prokazatelná detekce B módu byla publikována dne 17. března 2014. O senzaci se postaral přístroj BICEP2 (Background Imaging of Cosmic Extragalactic Polarization, jde o druhou verzi přístroje) hledající B mód několik set metrů od jižního pólu. Samotný přístroj má apereturu 26 cm a je chlazen kapalným héliem na teplotu 4 K. Kolem přístroje je osmimetrová mísa stínící zařízení od pozemských signálů. Bolometrické pole má celkem 512 senzorů, které měří polarizaci reliktního záření na frekvencích 90 GHz a 150 GHz. Přístroj denně chrlí 4 GB dat. Po třech letech sledování reliktního záření byl nalezen B mód a statistická významnostStatistická významnost – popisuje výsledek testování statistické hypotézy. V částicové fyzice se statistická významnost vyjadřuje v násobcích směrodatné odchylky σ normálního rozdělení. Za objev je považována statistická významnost vyšší než 5σ, kdy je pravděpodobnost, že je výsledek náhodnou fluktuací, 1:3,5 milionu. jeho nenulovosti vychází přes 5σ. Současně byl odhadnut poměr tenzorových a skalárních zdrojů polarizace 0,2 se statistickou významností 3σ. To znamená, že nulovost tenzorové složky byla vyloučena se statistickou významností 7σ. Jeden z členů týmu (Clem Pryke) to komentoval slovy: „Hledali jsme jehlu v kupce sena a nalezli páčidlo.“

Nenulový signál B módu pravděpodobně znamená nepřímou detekci reliktních
gravitačních vln a potvrzení inflační hypotézy. Zdroj: SPT/BICEP2.

Přístroj BICEP2 na jižním pólu, který stál u potvrzení inflační hypotézy a nepřímého
objevu reliktních gravitačních vln. Vlevo vzadu je desetimetrový radioteleskop SPT.

Pohled na horní část přístroje BICEP2 (v popředí) v době západu Slunce.
Hlavní zařízení je v budově pod stínící mísou.

Závěr

Aparatura BICEP2 na jižním pólu není jediným přístrojem schopným detekce B módu polarizace reliktního záření. Po zpracování dat ze sondy Planck lze očekávat nezávislé potvrzení tohoto objevu. Další nezávislá měření mohou být provedena v Atacamské poušti  Atacamským kosmickým dalekohledem ACT o průměru 6 metrů a radioteleskopickou sítí ALMA. Pokud bude objev nezávisle potvrzen, otevírá se další pomyslné okno do vesmíru. Okno reliktních gravitačních vln, které posouvají možnosti sledování vesmíru mnohem blíže jeho počátku, než tomu bylo doposud. Poprvé můžeme nahlédnout do samotné kuchyně Velkého třesku, a už neplatí, že pozorování procesů v průběhu Velkého třesku je našimi přístroji nemožné. Uzavírá se jedna kapitola kosmologie a otevírá zcela nová, jejíž výsledky mohou předčít všechny dosavadní fantazie o vzniku světa.

Andrej Linde se dozvídá o objevu B módu polarizace reliktního záření.
Zdroj Stanford University.

Odkazy