![引力波[物理概念]](/img/8/f6c/nBnauM3X2MTO3ATO5ATOzkDN1UTM1QDN5MjM5ADMwAjMwUzLwkzL2EzLt92YucmbvRWdo5Cd0FmL0E2LvoDc0RHa.jpg "引力波[物理概念]")
介紹
在愛因斯坦的廣義相對論中，引力被認為是時空彎曲的一種效應。這種彎曲是因為質量的存在而導致。通常而言，在一個給定的體積內，包含的質量越大，那么在這個體積邊界處所導致的時空曲率越大。當一個有質量的物體在時空當中運動的時候，曲率變化反應了這些物體的位置變化。在某些特定環境之下，加速物體能夠對這個曲率產生變化，並且能夠以波的形式向外以光速傳播。這種傳播現象被稱之為引力波。
當一個引力波通過一個觀測者的時候，因為應變(strain)效應，觀測者就會發現時候時空被扭曲。當引力波通過的時候，物體之間的距離就會發生有節奏的增加和減少，這個頻率對於這了引力波的頻率。這種效應的強度與產生引力波源之間距離成反比。繞轉的雙中子星系統被預測，在當它們合併的時候，是一個非常強的引力波源，由於它們彼此靠近繞轉時所產生的巨大加速度。由於通常距離這些源非常遠，所以在地球上觀測時的效應非常小，形變效應小於1.0E-21。科學家們已經利用更為靈敏的探測器證實了引力波的存在。目前最為靈敏的探測是aLIGO，它的探測精度可以達到1.0E-22。更多的空間天文台(歐洲航天局的eLISA計畫，中國的中國科學院太極計畫，和中山大學的天琴計畫)目前正在籌劃當中。
引力波應該能夠穿透那些電磁波不能穿透的地方。所以猜測引力波能夠提供給地球上的觀測者有關遙遠宇宙中有關黑洞和其它奇異天體的信息。而這些天體不能夠為傳統的方式，比如光學望遠鏡和射電望遠鏡，所觀測到，所以引力波天文學將給我們有關宇宙運轉的新認識。尤其，引力波更為有趣的是，它能夠提供一種觀測極早期宇宙的方式，而這在傳統的天文學中是不可能做到的，因為在宇宙再合併之前，宇宙對於電磁輻射是不透明的。所以，對於引力波的精確測量能夠讓科學家們更為全面的驗證廣義相對論。
（圖1）
圖1：引力波譜；不同引力波源所對應的頻率範圍（注意頻率是取了對數後的值），周期。以及所對應的探測方式。
通過研究引力波，科學家們能夠區分最初宇宙奇點所發生的事情。原則上，引力波在各個頻率上都有。不過非常低頻的引力波是不可能探測到的，在非常高頻的區域，也沒有可靠的引力波源。霍金(Stephen Hawking) 和 以色列（Werner Israel） 認為可能可以被探測到的引力波頻率，應該在1.0E-7 Hz 到1E11Hz之間。
引力波在不斷的通過地球；然而，即使最強的引力波效應也是非常小的，並且這些源距離我們很遠。比如GW150914在最後的劇烈合併階段所長的引力波，在穿過13億光年之後到達地球，最為時空的漣漪，也僅僅將LIGO的4公里臂長改變了一個質子直徑的萬分之一，也相當於將太陽繫到
我們最近恆星之間距離改變了一個頭髮絲的寬度。這種及其微小的變化，如果不借用異常精密的探測器，我們根本是探測不到的。
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引力波[物理概念]（圖2）
圖2：LIGO的兩個觀測站探測到了同一個引力波事件。上面為觀測得到的曲線，下面是和理論相比較之後的擬合結果。（來源於LIGO所發文章 ）
引力波的探測歷史
在過去的六十年里，有許多物理學家和天文學家為證明引力波的存在做出了無數努力。其中最著名的要數引力波存在的間接實驗證據——脈衝雙星 PSR1913+16。1974年，美國麻省大學的物理學家家泰勒（Joseph Taylor）教授和他的學生赫爾斯（Russell Hulse）利用美國的308米射電望遠鏡，發現了由兩顆質量大致與太陽相當的中子星組成的相互旋繞的雙星系統。由於兩顆中子星的其中一顆是脈衝星，利用它的精確的周期性射電脈衝信號，我們可以無比精準地知道兩顆緻密星體在繞其質心公轉時他們軌道的半長軸以及周期。根據廣義相對論，當兩個緻密星體近距離彼此繞旋時，該體系會產生引力輻射。輻射出的引力波帶走能量，所以系統總能量會越來越少，軌道半徑和周期也會變短。
泰勒和他的同行在之後的30年時間裡面對PSR1913+16做了持續觀測，觀測結果精確地按廣義相對論所預測的那樣：周期變化率為每年減少76.5微秒，半長軸每年縮短3.5米。廣義相對論甚至還可以預言這個雙星系統將在3億年後合併。這是人類第一次得到引力波存在的間接證據，是對廣義相對論引力理論的一項重要驗證。泰勒和赫爾斯因此榮獲1993年諾貝爾物理學獎。到目前為止，類似的雙中子星系統只已經發現了將近10個。但是此次發布會中的雙黑洞系統卻從來沒被發現過，是首次。
在實驗方面，第一個對直接探測引力波作偉大嘗試的人是韋伯（Joseph Weber）。早在上個世紀50年代，他第一個充滿遠見地認識到，探測引力波並不是沒有可能。從1957年到1959年，韋伯全身心投入在引力波探測方案的設計中。最終，韋伯選擇了一根長2米，直徑0.5米，重約1噸的圓柱形鋁棒，其側面指向引力波到來的方向。該類型探測器，被業內稱為共振棒探測器：當引力波到來時，會交錯擠壓和拉伸鋁棒兩端，當引力波頻率和鋁棒設計頻率一致時，鋁棒會發生共振。貼在鋁棒表面的晶片會產生相應的電壓信號。共振棒探測器有很明顯的局限性，比如它的共振頻率是確定的，雖然我們可以通過改變共振棒的長度來調整共振頻率。但是對於同一個探測器，只能探測其對應頻率的引力波信號，如果引力波信號的頻率不一致，那該探測器就無能為力。此外，共振棒探測器還有一個嚴重的局限性：引力波會產生時空畸變，探測器做的越長，引力波在該長度上的作用產生的變化量越大。韋伯的共振幫探測器只有2米，強度為1E-21的引力波在這個長度上的應變數(2E-21米)實在太小，對上世紀五六十年代的物理學家來說，探測如此之小的長度變化是幾乎不可能的。雖然共振棒探測器沒能最後找到引力波，但是韋伯開創了引力波實驗科學的先河，在他之後，很多年輕且富有才華的物理學家投身於引力波實驗科學中。
在韋伯設計建造共振棒的同時期，有部分物理學家認識到了共振棒的局限性，然後就有了前面提到的有基於麥可遜干涉儀原理的引力波雷射干涉儀探測方案。它是由麻省理工學院的韋斯（Rainer Weiss）以及馬里布休斯實驗室的佛瓦德（Robert Forward）在70年代建成。到了70年代後期，這些干涉儀已經成為共振棒探測器的重要替代者。雷射干涉儀對於共振棒的優勢顯而易見：首先，雷射干涉儀可以探測一定頻率範圍的引力波信號；其次，雷射干涉儀的臂長可以做的很長，比如地面引力波干涉儀的臂長一般在千米的量級，遠遠超過共振棒。
除過我們剛剛提到的aLIGO, 還有眾多的其他引力波天文台。位於義大利比薩附近，臂長為 3千米的VIRGO；德國漢諾瓦臂長為600米的GEO；日本東京國家天文台臂長為300米的TAMA300。這些探測器曾在2002年至2011年期間共同進行觀測，但並未探測到引力波。所以之後這些探測器就進行了重大升級，兩個高新LIGO（升級版的LIGO）探測器於2015年開始作為靈敏度大幅提升的高新探測器網路中的先行者進行觀測，而高新VIRGO（升級後的VIRGO）也將於2016年年底開始運行。日本的項目TAMA300進行了全面升級，將臂長增加到了3公里，改名為叫KAGRA，預計2018年運行。
因為在地面上很容易受到干擾，所以物理學家們也在向太空進軍。歐洲的空間引力波項目eLISA（演化雷射干涉空間天線）。eLISA將由三個相同的探測器構成為一個邊長為五百萬公里的等邊三角形，同樣使用雷射干涉法來探測引力波。此項目已經歐洲空間局通過批准，正式立項，目前處於設計階段，計畫於2034年發射運行。作為先導項目，兩顆測試衛星已經於2015年12月3日發射成功，目前正在調試之中。中國的科研人員，在積極參與目前的國際合作之外之外，也在籌建自己的引力波探測項目。
中國引力波探測
從愛因斯坦在1916年預測出引力波，到2015年LIGO獲得直接觀測證據，整整跨越了一百年。在這一過程中，中國科學家也在不斷尋覓、追求。早在上世紀70年代，中國科學家就開始了引力波研究，可惜因種種原因停滯了十幾年，造成了人才斷層。直到2008年，在中科院力學所國家微重力實驗室胡文瑞院士的推動下，中科院空間引力波探測工作組成立，引力波的中國研究再啟征程。
目前，我國主要有三個大型引力波探測項目，一個是由中科院胡文瑞院士和吳岳良院士作為首席科學家的太極計畫，它非常類似於歐洲eLISA計畫。另外一個太空計畫是由中山大學羅俊院士領銜的“天琴計畫”，相比較太極，它將位於地球之上的10萬公里軌道處，三個衛星的間距也是大約在10萬公里之上。第三個是由中科院高能物理研究所主導的“阿里實驗計畫”，阿里實驗計畫是在計畫在我國西藏的阿里地區放置一個小型但具有大視場的射電望遠鏡，從地面上聆聽原初引力波的音符。這些項目現在預研階段。
這些探測都是利用雷射干涉的方式。而我們的宇宙本身就已經“創造”出了一種探測工具 — 毫秒脈衝星，它們是大質量恆星發生超新星爆炸形成的高速旋轉的緻密天體。這些旋轉極其穩定的天體是自然界中最精確的時鐘。這些極其穩定的恆星是自然界中最精確的時鐘，像燈塔一樣每“滴答”一次就向地球掃過一組信號。引力波可以通過雖然非常細微，但還是能夠察覺到的時間漲落而探測到。這就是脈衝星計時（Pulsar Timing）的方法。中國正在建設的500米口徑望遠鏡，以及國際上正在建設的平方公里陣(SKA)射電望遠鏡，都將監測脈衝星，從而探測引力波的存在。
2016年6月16日凌晨，LIGO合作組宣布：2015年12月26日03:38:53 （UTC），位於美國漢福德區和路易斯安那州的利文斯頓的兩台引力波探測器同時探測到了一個引力波信號；這是繼 LIGO 2015年9月14日探測到首個引力波信號之後，人類探測到的第二個引力波信號 。
宇宙引力波源
那么在我們的宇宙當中，什麼樣的天體才能夠撼動產生可以探測到的引力波呢？對於地面上的探測器，通過認為下面的四種可以產生：
（1）旋進(In-spiral)或者合併的緻密星雙星系統。比如中子星或者黑洞的雙星系統。非常類似於發布會當中的系統。
（2）快速旋轉的緻密天體。這類天體會通過周期性的引力波輻射損失掉角動量，它的信號的強度會隨著非對稱的程度增加而增加。可能的候選體包括非對稱的中子星之類的。
（3）隨機的引力波背景。非常類似於我們通常熟知的宇宙背景輻射，這一類背景引力波，也通常叫做原初引力波，它是早期宇宙暴漲時的遺蹟。2014年由加州理工、哈佛大學等幾個大學的研究人員所組成的BICEP2團隊曾宣稱利用南極望遠鏡找到了原初引力波，但是後來證實為銀河系塵埃影響的結果。原初引力波的探測將是對暴脹宇宙模型的直接驗證，對於它的探測依舊在努力尋找之中。
（4）超新星或者伽馬射線暴爆發。恆星爆發時非對稱性動力學性質也會產生引力波。而直接探測到來自於這些天體的引力波，將是提供對這些天體最直接而且最內部的信息。
以上的天體都能夠產生地面探測器所探測到的引力波信號（頻率大約幾到幾百赫茲）。還有一類天體，也能夠產生比較較強的引力波，只是產生的頻率比較低而已（頻率在0.01赫茲以下）。
（5）超大質量黑洞。在星系的中心，我們知道會有一個超大質量黑洞的存在。星系在演化的過程當中，會彼此合併，所以在某些星系中間，會有兩個黑洞。非常類似於LIGO所探測到的雙恆星級黑洞，這兩個雙黑洞在繞轉和最終的合併的之時，也會產生很強的引力波。這種引力波可以利用空間探測器來探測。
天文上的意義
在過去的一個世紀，因為新的觀測宇宙的方法使用，天文學已經發生了改革性的變化。天文觀測最初使用可見光。400多年前，伽利略最早使用望遠鏡進行觀測。然而，可見光僅僅是電磁波譜上的一小部分，在遙遠的宇宙中，並非所有的天體會在這個特別的波段產生很強的輻射，比如，更有用的信息或許可以在射電波段得到。利用射電望遠鏡，天文學家們已經發現了脈衝星，類星體以及其他的一些極端天體現象，將我們對一些物理的認識推向了極限。利用伽馬射線，X射線，紫外，和紅外觀測，我們也取得了類似的進展，讓我們給天文帶來了新的認識。每一個電磁波譜的打開，都會為我們帶來前所未有的發現。天文學家們同樣期望引力波也是如此。
引力波有兩個非常重要而且比較獨特的性質。第一：不需要任何的物質存在於引力波源周圍。這時就不會有電磁輻射產生。第二：引力波能夠幾乎不受阻擋的穿過行進途中的天體。然而，比如，來自於遙遠恆星的光會被星際介質所遮擋，引力波能夠不受阻礙的穿過。這兩個特徵允許引力波攜帶有更多的之前從未被觀測過的天文現象信息。
漢語盤點
2017年12月，入選“漢語盤點2017”活動年度候選字詞五大候選國際詞。
