EWASS 2017 aneb Pražské astronomické hody (4)

Čerenkovova soustava teleskopů (CTA)

Jeden z nejrozsáhlejších mezinárodních astronomických, resp. astročásticových projektů se týká pozorování kosmických objektů vysílajících energetické paprsky gama. Podílí se na něm 32 států a více než 1,3 tis. odborníků. Projekt započal v říjnu 2016 ustavením mezinárodního konsorcia se sídlem v Heidelbergu. Inspirací projektu byly soustavy Čerenkovových teleskopů H.E.S.S. (High Energy Stereoscopic System; Khomas Highlands; Namibie, od r. 2002); MAGIC (Major Atmospheric Gamma Imaging Cherenkov Telescopes; La Palma, od r. 2004) a VERITAS (Very Energetic Radiation Imaging Telescope Array; úbočí Mt. Hopkins v Arizoně; od r. 2007).

Tyto pozemní aparatury se složenými (mozaikovými) zrcadly o výsledných průměrech 12 až 28 m dokáží nepřímo zaznamenat energetické paprsky gama pomocí ultrafialového a vizuálního Čerenkovova záření, jež vzniká ve výškách cca 15 km nad Zemí, a odtud směřuje k zemskému povrchu. Záření je produktem extrémně energetického kosmického záření gama o energiích fotonů 0,025 až 100 TeV.

Nečekané nové údaje o kosmickém záření gama přinesla také družice Fermi, která registruje fotony gama o energiích až 300 GeV přímo na své oběžné dráze.
Výsledky pořízené dosavadními aparaturami jsou tak znamenité, že podnítily snahy vybudovat relativně levně (~400 mil. €) novou generaci Čerenkových teleskopů s řádově lepšími technickými parametry. V rámci projektu bude postaveno celkem 100 Čerenkovových teleskopů na dvou stanovištích: na severu na observatoři La Palma (poblíž teleskopu MAGIC) a na jihu poblíž Cerro Armazones v Chile (sídla budoucího optického teleskopu ELT). Skupiny teleskopů o průměru zrcadel 23 m budou sledovat nízkoenergetické záření gama (<30GeV); pásmo energií 0,1 až 10 TeV  obslouží teleskopy o průměru zrcadel 9,5 a 12 m, a pro nejvyšší energie bude vyčleněna sestava relativně malých teleskopů s průměry zrcadel jen 3 až 4 m, rozmístěných však na ploše 10 km². 

Hlavním smyslem projektu je získat údaje o částicích, jež jsou kosmickými fyzikálními procesy urychlovány na energie vyšší, než jaké dokážeme získat po(d)zemními urychlovači třídy LHC. Jde tedy o relativisticky urychlované částice, o nichž máme jen kusé vědomosti, ačkoliv mohou evidentně významně ovlivňovat vznik a vývoj hvězd v galaxiích a určitě vznikají v okolí neutronových hvězd a černých děr či veleděr. Zcela záhadný je mechanismus vzniku 100GeV fotonů u některých zábleskových zdrojů záření (GRB). Mohli bychom se tak rovněž přiblížit k řešení klíčových fyzikálních otázek o rozložení skryté látky a případné kvantové povaze gravitace. Také v tomto projektu má Česko významné zastoupení díky pracovníkům Fyzikálního ústavu AV ČR. 

Gravitační vlny

Jak známo, v r. 2016 se podařilo pracovníkům observatoří LIGO a VIRGO otevřít nové astronomické okno zkoumání vesmíru pomocí gravitačních vln. Existence těchto vln byla střídavě předvídána a vyvracována významnými fyziky, Einsteina nevyjímaje. Teprve v r. 1937 připustili Einstein a Nathan Rosen, že takové vlny opravdu existují, ale jsou příliš slabé na to, aby je mohl kdokoliv jednou detekovat. Jak uvedla in absentia americká astronomka Virginia Trimbleová, ještě na varšavské konferenci v r. 1962 se nevěřilo, že se v tomto oboru něco stane během nejbližšího sta let!

Navzdory tomu se již v polovině 50. let stýkal americký fyzik Joseph Weber (1919–2000) s Johnem Wheelerem (1911–2008) a diskutovali o možnostech detekce gravitačních vln. Weber měl za sebou zkušenosti  s vývojem laserů, takže dobře ovládal techniku velejemných měření. Během následující dekády postavil detektory gravitačních vln v podobě hliníkových válců o průměru 1 m a délce 2 m opatřených piezoelektrickými čidly pro detekci miniaturních oscilací, jež by mohly vznikat průchodem gravitačních vln skrz válce. Jeho pokusy nebyly úspěšné a dnes už je zřejmé, že citlivost jeho aparatury byla minimálně o 6 řádů horší, než kolik bylo k objevu potřebné. 
Přesto jeho vytrvalost nakonec přinesla ovoce v konstrukci interferometrických detektorů LIGO a VIRGO.

O první návrh detektoru se zasloužili Ronald Drever (1931-2017), Kip Thorne (*1940) a Rainer Weiss (*1932), ale ani oni v žádosti o finanční podporu projektu neuspěli. Teprve Rochusovi Vogtovi (*1930) se to formálně podařilo v r. 1988, ale peníze stále nepřicházely. Nakonec uspěl nový šéf projektu Barry Barish (*1936) v r. 1994, kdy projekt získal podporu bezmála 400 mil. dolarů na vývoj detektoru v několika fázích. Pokrok byl stále velmi svízelný a trval až do roku 2015, kdy konečně začala nadějná měření, jež vyvrcholila úspěchy v detekci gravitačních vln v září a prosinci téhož roku. Třetí úspěch se dostavil hned 4. ledna 2017 (zveřejněn 1. června 2017), kdy obě stanice LIGO zaznamenaly třetí zdroj ve vzdálenosti 2,9 mld. sv. let (chyba vzdálenosti je ovšem 50 %), jenž vznikl slitím hvězdných černých děr o hmotnostech 31 a 19 MO (hmotností Slunce), přičemž se 2 MO vyzářily v podobě gravitačních vln během 0,12 s.

V blízké budoucnosti se můžeme těšit na spuštění třetího detektoru VIRGO v Itálii u městečka Cascina poblíž Pisy. To by pak usnadnilo pokusy o hledání protějšků zdrojů gravitačního záření a oborech elektromagnetického spektra, popř. detekci neutrin s úkazem souvisejících.

(článek na pokračování)

1. díl: Exoplanety, SGR A, simultánní spektroskopie

2. díl: Observatoř Pierra Augera, zábleskové zdroje gama, družice Gaia

3. díl: Synergie aparatur, JWST, LSST

4. díl: Čerenkovova soustava teleskopů, gravitační vlny

5. díl: ESA, ESO, astronomická kybernetika