人类迄今对宇宙观测主要通过四种方式：电磁辐射、宇宙射线、中微子和引力波。2015年9月 advanced LIGO 激光干涉仪实现了引力波的首次直接探测，开启了引力波观测宇宙的新窗口 [1]。5年前的今天，首例双中子星并合的引力波信号——GW170817被成功捕获，标志着多信使天文学进入新阶段。
在1916年，爱因斯坦在完成广义相对论引力场方程之后，随即预言了引力波。但是同时也认为引力波的强度如此之小，或许人类永远无法探测到。值得一提的是在爱因斯坦之前，奥利弗·黑维赛 (Oliver Heaviside) 和亨利·庞加莱 (Henri Poincaré) 都有讨论过引力波的存在的可能性 [2]。
尽管爱因斯坦在20世纪初就预言了引力波，但是直到1957年在美国北卡罗来纳州的Chapel Hill会议上，科学家对于引力波的物理属性认识才逐渐清晰。对于引力波研究，这是一个具有里程碑意义的会议，汇集了惠勒(Wheeler)、费曼(Feynman)、施温格(Schwinger)等著名物理学家，为期六天的会议深入探讨了引力物理的诸多问题，其中一个重要议题就是引力波是否具有实际物理效应，更为具体的一点就是引力波是否携带能量？费曼提出了理想实验“粘珠实验 (Sticky bead argument)”[3]：
“假定两个珠子能够在一根棒上自由滑动，但具有轻微的摩擦，当引力波经过该实验装置时，棒的长度由于材质间的原子作用力保持固定，而珠子受到引力波的作用在棒上摩擦滑动，从而产生热能”。
这个理想实验解释了引力波携带能量的属性。(这次会议也被称为GR1会议，该系列会议每3年一次，2022年的GR23会议在中国举办)。
“粘珠实验”示意图 [4]
在会议之后，与会的约瑟夫·韦伯 (Joseph Weber) 开展了引力波探测器的的设计，他所设计的棒状探测器后来被称为 Weber bars。他将两个棒状探测器分别布置于马里兰大学(University of Maryland) 和芝加哥附近的阿尔贡国家实验室(Argonne National Laboratory)，两个探测器相距约 950 km 用于排除局部环境噪声对探测器的影响。
1969年，韦伯发表了一篇PRL文章宣布探测到了引力波信号，并在随后实验中探测到了多个源自银河系中心方向的引力波信号。之后有多个国际团组跟进同类实验，然而并未探测到同类信号，同时，理论天体物理学家的计算也对Weber的探测率进行了否定。尽管此后学界已普遍不认为韦伯探测到了引力波信号，但作为探测引力波的先驱，让学界重新审视引力波探测的方法。
Joseph Weber与其设计的棒状引力波探测器丨图源：Special Collections and University Archives, University of Maryland Libraries
1974年，天文学家 Russell A. Hulse 和 Joseph H. Taylor 发现了脉冲双星系统 PSR B1913+16，并通过脉冲观测发现了双星相互绕转过程中的轨道周期变化。根据广义相对论，双星绕转将产生引力辐射，引力波带走系统能量将导致其绕转周期的缩短，连续观测结果与广义相对论的理论预言相互吻合。该观测从侧面证实了引力波的存在，也验证了引力波携带能量。Hulse 和 Taylor 两人因发现新类型的脉冲星系统、开辟了研究引力的新途径而获得1993年的诺贝尔物理学奖。
左：脉冲双星系统示意图(Credit: Michael Kramer)；右：PSR B1913+16双星系统轨道周期变化与广义相对论理论预测对比图( Weisberg and Huang 2016)。
20世纪60年代到70年代，激光干涉仪作为更具潜力的引力波探测装置，美国、前苏联、德国、英国、法国和意大利纷纷对其相关技术展开了广泛的研究，并形成了后来的多个激光干涉引力波探测器。
〇 LIGO 探测器：目前包含两个臂长为 4 km 的激光干涉仪，分别位于美国的华盛顿州 Hanford 和路易斯安那州的 Livingston (在建的第三个探测器位于印度)，两个探测器相距 3000 km (光程 10 毫秒)。1990年获得美国国家科学基金会(NSF)支持，initial LIGO 探测器到2002年完成建设、设备安装和工程调试，随后进行引力波信号搜寻工作，观测持续到2010年，但并未探测到引力波信号。在2010-2014年 initial LIGO 被升级到 advanced LIGO，通过增加干涉仪光学镜质量、改进隔震系统和悬挂系统等，在 2015 年升级完成并开始运行，在观测初期实现引力波的首次直接探测 [5,6]。
〇 Virgo 探测器：其名字源自于探测室女座星系团范围内的引力波事件，随着灵敏度的提升该名字已失去最初的意义。Virgo 探测器最初由法国CNRS和意大利INFN联合建立，两个机构分别于1993年和1994年先后批复了该项目，探测器臂长为 3 km，位于意大利Pisa郊区的Cascina。initial Virgo的建成于2003年，之后持续观测到2011年，之后对其进行advanced Virgo升级。但由于多种因素的影响，直到2017年，advanced Virgo才与两个 advanced LIGO 探测器联合观测。尽管Virgo探测器错过了首例双黑洞并合的引力波信号，但没有错失首例双中子星并合的引力波信号 [7]。
〇 GEO600 探测器：是由德国和英国联合建立的引力波探测器，探测器最初的设计目标是在德国北部的Harz山建立臂长为 3 km 的地下激光干涉仪，然而在1989年，项目申请并未获得资金支持。1994年，探测器方案变为在德国汉诺威(Hannover)郊区建立一个臂长为 600 m 激光干涉仪，并于1995年开工建设，2002年开始进行观测。受限于硬件条件，GEO600的灵敏度不及 LIGO 和 Virgo 探测器，但由其所研发和测试的相关技术被广泛应用于 LIGO 和 Virgo [8]。
〇 KAGRA探测器：是日本的地下激光干涉引力波探测器，位于著名的神冈中微子探测器附近，臂长 3 km。相较于前面三个引力波探测器，KAGRA探测器起步相对较晚，在2010年获批，在2019年初步完成建设，目前探测灵敏度相较于LIGO和Virgo较低。不同于其他已建成的激光干涉仪，KAGRA采用低温技术以降低热噪声影响，该技术可能为未来灵敏度的改进带来新的技术 [9]。
四个引力波探测器鸟瞰图: LIGO-Hanford (左上)，LIGO-Livingston (右上)，GEO600 (左下) 和 Virgo (右下)。丨图源：LIGO/GEO/Virgo Collaboration
2015年9月14日，advanced LIGO 的两个探测器同时观测到一个引力波信号，信号由两个双黑洞并合所产生，其质量分别为36个太阳质量和29个太阳质量，距离地球大约 410 Mpc，两者并合后形成一个62倍太阳质量的黑洞，其中有3个太阳质量的能量被引力波信号带走。得益于两个探测器相距 3000 km，通过分析信号到达不同探测器的时间，可以得到得到波源的空间方位，其原理如下图所示。
左：引力波探测器网络空间定位原理；右：及LIGO-Virgo部分探测事件的空间定位示意图丨图源：LIGO/Virgo/NASA/L. Singer。
当两个探测器同时进行观测时，根据到达时间可以将其定位在一条条带上，条带的宽度正比于对到达时间测量的精确度。当有多个探测器同时进行观测时，则可以对波源进行准确定位，以便于进行后续的电磁对应体观测，这也是建立引力波探测器网络的一个重要目的。
LIGO两个探测器所探测的GW150914信号 [1]
GW150914的探测结果经过5个月左右的仔细分析，于2016年2月11日对外发布。2017年 Rainer Weiss, Kip Thorne 和 Barry Barish 三位因为对引力波探测的决定性贡献，被授予2017年的诺贝尔物理学奖。GW150914的探测标志着引力波天文学的正式开启。
2017年8月17日 LIGO 和 Virgo 同时观测到一个源自于双中子星并合的引力波信号—GW170817 [10]。尽管当时的 Virgo 的灵敏度较差，但是依然能够协助 LIGO 进行波源空间定位。与此同时，并合发生 1.7s 后所产生的短伽马射线暴也被Fermi卫星上GBM所观测到，其他波段的电磁对应体也在后续的观测中被发现 [11]。GW170817的探测及其电磁对应体的观测标志着多信使天文学进入新阶段。
LIGO-Virgo探测器所探测的GW170817信号时频图 [10]。
以LIGO为代表的地面激光干涉引力波探测器，致力于探测器 10 Hz — 1000 Hz 频段的高频引力波，其代表性波源包括恒星级致密双星系统的并合、旋转中子星、超新星爆发，以及随机引力波信号等。其他波段的引力波探测也在积极开展 [12]：
引力波波谱及其对应波源和探测方案丨图源：NASA Goddard Space Flight Center
〇 低频引力波 (10-4 Hz—1 Hz)：目前探测低频引力波的方案基于十万至百万公里的空间激光干涉仪，代表方案包括欧洲的LISA、中国的太极计划和天琴计划。典型波源包括大质量黑洞并合、极端质量比旋近、恒星级致密双星的早期旋进和随机引力波信号。
〇 甚低频引力波 (10-9 Hz—10-6 Hz)：探测方案基于通过分析不同方向脉冲星的信号到达时间，构成脉冲星计时阵列 (PTA, pulsar timing array) 来探测引力波。目前国际上的相关组织团队包括：北美的NANOGrav，欧洲的EPTA，澳洲的PPTA，中国的CPTA等。典型波源包括超大质量黑洞并合和随机引力波信号。
〇 极低频引力波 (10-18 Hz—10-15 Hz ): 该频段的引力波可能产生于宇宙早期的各种物理过程，目前的通过观测宇宙微波背景辐射的偏振来进行探测，代表的观测实验包括南极的 BICEP 和中国西藏的阿里计划等。
引力波作为人类认识宇宙的新窗口，未来多波段引力波的观测，以及多信使的观测，将极大推进我们对于宇宙中极端条件下的天体物理过程的理解。
参考文献：
1. LIGO Scientific Collaboration and Virgo Collaboration, Observation of Gravitational Waves from a Binary Black Hole Merger, Phys. Rev. Lett. 116, 061102 (2016).
2. https://en.wikipedia.org/wiki/Gravitational_wave.
3. https://en.wikipedia.org/wiki/Sticky_bead_argument.
4. Jorge L. Cervantes-Cota, Salvador Galindo-Uribarri and George F. Smoot, A Brief History of Gravitational Waves, Universe, 2016, 2, 22
5. https://www.ligo.caltech.edu/system/media_files/binaries/313/original/LIGOHistory.pdf,
6. https://www.ligo.caltech.edu/page/about-aligo
7. https://www.virgo-gw.eu, https://en.wikipedia.org/wiki/Virgo_interferometer
8. https://www.geo600.org, https://en.wikipedia.org/wiki/GEO600
9. https://en.wikipedia.org/wiki/KAGRA
10. LIGO Scientific Collaboration and Virgo Collaboration, GW170817: Observation of Gravitational Waves from a Binary Neutron Star Inspiral, Phys. Rev. Lett. 119, 161101 (2017).
11. LIGO Scientific Collaboration, Virgo Collaboration, Fermi GBM group et al, Multi-messenger Observations of a Binary Neutron Star Merger, Astrophys. J. Lett. 848, L12 (2017).
12. Chiang-Mei Chen, James M. Nester, Wei-Tou Ni, A brief history of gravitational wave research, Chinese Journal of Physics (2017) 55 142–169
来源：中国科学院紫金山天文台
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