人類迄今對宇宙觀測主要通過四種方式：電磁輻射、宇宙射線、中微子和引力波。2015 年 9 月 advanced LIGO 激光干涉儀實現了引力波的首次直接探測，開啟了引力波觀測宇宙的新窗口 [ 1 ] 。5 年前的今天，首例雙中子星并合的引力波信號—— GW170817 被成功捕獲，標志著多信使天文學進入新階段。

01

先行者的探索

在 1916 年，愛因斯坦在完成廣義相對論引力場方程之后，隨即預言了引力波。但是同時也認為引力波的強度如此之小，或許人類永遠無法探測到。值得一提的是在愛因斯坦之前，奧利弗 · 黑維賽 ( Oliver Heaviside ) 和亨利 · 龐加萊 ( Henri Poincaré ) 都有討論過引力波的存在的可能性 [ 2 ] 。

盡管愛因斯坦在 20 世紀初就預言了引力波，但是直到 1957 年在美國北卡羅來納州的 Chapel Hill 會議上，科學家對于引力波的物理屬性認識才逐漸清晰。對于引力波研究，這是一個具有里程碑意義的會議，匯集了惠勒 ( Wheeler ) 、費曼 ( Feynman ) 、施溫格 ( Schwinger ) 等著名物理學家，為期六天的會議深入探討了引力物理的諸多問題，其中一個重要議題就是引力波是否具有實際物理效應，更為具體的一點就是引力波是否攜帶能量？費曼提出了理想實驗 " 粘珠實驗 ( Sticky bead argument ) " [ 3 ] ：

" 假定兩個珠子能夠在一根棒上自由滑動，但具有輕微的摩擦，當引力波經過該實驗裝置時，棒的長度由于材質間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動，從而產生熱能 "。

這個理想實驗解釋了引力波攜帶能量的屬性。 ( 這次會議也被稱為 GR1 會議，該系列會議每 3 年一次，2022 年的 GR23 會議在中國舉辦 ) 。

" 粘珠實驗 " 示意圖 [ 4 ]

在會議之后，與會的約瑟夫 · 韋伯 ( Joseph Weber ) 開展了引力波探測器的的設計，他所設計的棒狀探測器后來被稱為 Weber bars。他將兩個棒狀探測器分別布置于馬里蘭大學 ( University of Maryland ) 和芝加哥附近的阿爾貢國家實驗室 ( Argonne National Laboratory ) ，兩個探測器相距約 950 km 用于排除局部環境噪聲對探測器的影響。

1969 年，韋伯發表了一篇 PRL 文章宣布探測到了引力波信號，并在隨后實驗中探測到了多個源自銀河系中心方向的引力波信號。之后有多個國際團組跟進同類實驗，然而并未探測到同類信號，同時，理論天體物理學家的計算也對 Weber 的探測率進行了否定。盡管此后學界已普遍不認為韋伯探測到了引力波信號，但作為探測引力波的先驅，讓學界重新審視引力波探測的方法。

Joseph Weber 與其設計的棒狀引力波探測器丨圖源：Special Collections and University Archives, University of Maryland Libraries

02

引力波的間接觀測

1974 年，天文學家 Russell A. Hulse 和 Joseph H. Taylor 發現了脈沖雙星系統 PSR B1913+16，并通過脈沖觀測發現了雙星相互繞轉過程中的軌道周期變化。根據廣義相對論，雙星繞轉將產生引力輻射，引力波帶走系統能量將導致其繞轉周期的縮短，連續觀測結果與廣義相對論的理論預言相互吻合。該觀測從側面證實了引力波的存在，也驗證了引力波攜帶能量。Hulse 和 Taylor 兩人因發現新類型的脈沖星系統、開辟了研究引力的新途徑而獲得 1993 年的諾貝爾物理學獎。

左：脈沖雙星系統示意圖 ( Credit: Michael Kramer ) ；右：PSR B1913+16 雙星系統軌道周期變化與廣義相對論理論預測對比圖 ( Weisberg and Huang 2016 ) 。

03

激光干涉引力波探測器

20 世紀 60 年代到 70 年代，激光干涉儀作為更具潛力的引力波探測裝置，美國、前蘇聯、德國、英國、法國和意大利紛紛對其相關技術展開了廣泛的研究，并形成了后來的多個激光干涉引力波探測器。

〇 LIGO 探測器：目前包含兩個臂長為 4 km 的激光干涉儀，分別位于美國的華盛頓州 Hanford 和路易斯安那州的 Livingston ( 在建的第三個探測器位于印度 ) ，兩個探測器相距 3000 km ( 光程 10 毫秒 ) 。1990 年獲得美國國家科學基金會 ( NSF ) 支持，initial LIGO 探測器到 2002 年完成建設、設備安裝和工程調試，隨后進行引力波信號搜尋工作，觀測持續到 2010 年，但并未探測到引力波信號。在 2010-2014 年 initial LIGO 被升級到 advanced LIGO，通過增加干涉儀光學鏡質量、改進隔震系統和懸掛系統等，在 2015 年升級完成并開始運行，在觀測初期實現引力波的首次直接探測 [ 5,6 ] 。

〇 Virgo 探測器：其名字源自于探測室女座星系團范圍內的引力波事件，隨著靈敏度的提升該名字已失去最初的意義。Virgo 探測器最初由法國 CNRS 和意大利 INFN 聯合建立，兩個機構分別于 1993 年和 1994 年先后批復了該項目，探測器臂長為 3 km，位于意大利 Pisa 郊區的 Cascina。initial Virgo 的建成于 2003 年，之后持續觀測到 2011 年，之后對其進行 advanced Virgo 升級。但由于多種因素的影響，直到 2017 年，advanced Virgo 才與兩個 advanced LIGO 探測器聯合觀測。盡管 Virgo 探測器錯過了首例雙黑洞并合的引力波信號，但沒有錯失首例雙中子星并合的引力波信號 [ 7 ] 。

〇 GEO600 探測器：是由德國和英國聯合建立的引力波探測器，探測器最初的設計目標是在德國北部的 Harz 山建立臂長為 3 km 的地下激光干涉儀，然而在 1989 年，項目申請并未獲得資金支持。1994 年，探測器方案變為在德國漢諾威 ( Hannover ) 郊區建立一個臂長為 600 m 激光干涉儀，并于 1995 年開工建設，2002 年開始進行觀測。受限于硬件條件，GEO600 的靈敏度不及 LIGO 和 Virgo 探測器，但由其所研發和測試的相關技術被廣泛應用于 LIGO 和 Virgo [ 8 ] 。

〇 KAGRA 探測器：是日本的地下激光干涉引力波探測器，位于著名的神岡中微子探測器附近，臂長 3 km。相較于前面三個引力波探測器，KAGRA 探測器起步相對較晚，在 2010 年獲批，在 2019 年初步完成建設，目前探測靈敏度相較于 LIGO 和 Virgo 較低。不同于其他已建成的激光干涉儀，KAGRA 采用低溫技術以降低熱噪聲影響，該技術可能為未來靈敏度的改進帶來新的技術 [ 9 ] 。

四個引力波探測器鳥瞰圖 : LIGO-Hanford ( 左上 ) ，LIGO-Livingston ( 右上 ) ，GEO600 ( 左下 ) 和 Virgo ( 右下 ) 。丨圖源：LIGO/GEO/Virgo Collaboration

04

首例引力波直接探測— GW150914

2015 年 9 月 14 日，advanced LIGO 的兩個探測器同時觀測到一個引力波信號，信號由兩個雙黑洞并合所產生，其質量分別為 36 個太陽質量和 29 個太陽質量，距離地球大約 410 Mpc，兩者并合后形成一個 62 倍太陽質量的黑洞，其中有 3 個太陽質量的能量被引力波信號帶走。得益于兩個探測器相距 3000 km，通過分析信號到達不同探測器的時間，可以得到得到波源的空間方位，其原理如下圖所示。

左：引力波探測器網絡空間定位原理；右：及 LIGO-Virgo 部分探測事件的空間定位示意圖丨圖源：LIGO/Virgo/NASA/L. Singer。

當兩個探測器同時進行觀測時，根據到達時間可以將其定位在一條條帶上，條帶的寬度正比于對到達時間測量的精確度。當有多個探測器同時進行觀測時，則可以對波源進行準確定位，以便于進行后續的電磁對應體觀測，這也是建立引力波探測器網絡的一個重要目的。

LIGO 兩個探測器所探測的 GW150914 信號 [ 1 ]

GW150914 的探測結果經過 5 個月左右的仔細分析，于 2016 年 2 月 11 日對外發布。2017 年 Rainer Weiss, Kip Thorne 和 Barry Barish 三位因為對引力波探測的決定性貢獻，被授予 2017 年的諾貝爾物理學獎。GW150914 的探測標志著引力波天文學的正式開啟。

05

首例雙中子星并合引力波信號探測— GW170817

2017 年 8 月 17 日 LIGO 和 Virgo 同時觀測到一個源自于雙中子星并合的引力波信號— GW170817 [ 10 ] 。盡管當時的 Virgo 的靈敏度較差，但是依然能夠協助 LIGO 進行波源空間定位。與此同時，并合發生 1.7s 后所產生的短伽馬射線暴也被 Fermi 衛星上 GBM 所觀測到，其他波段的電磁對應體也在后續的觀測中被發現 [ 11 ] 。GW170817 的探測及其電磁對應體的觀測標志著多信使天文學進入新階段。

LIGO-Virgo 探測器所探測的 GW170817 信號時頻圖 [ 10 ] 。

06

多波段引力波天文學

以 LIGO 為代表的地面激光干涉引力波探測器，致力于探測器 10 Hz — 1000 Hz 頻段的高頻引力波，其代表性波源包括恒星級致密雙星系統的并合、旋轉中子星、超新星爆發，以及隨機引力波信號等。其他波段的引力波探測也在積極開展 [ 12 ] ：

引力波波譜及其對應波源和探測方案丨圖源：NASA Goddard Space Flight Center

〇 低頻引力波 ( 10-4 Hz — 1 Hz ) ：目前探測低頻引力波的方案基于十萬至百萬公里的空間激光干涉儀，代表方案包括歐洲的 LISA、中國的太極計劃和天琴計劃。典型波源包括大質量黑洞并合、極端質量比旋近、恒星級致密雙星的早期旋進和隨機引力波信號。

〇 甚低頻引力波 ( 10-9 Hz — 10-6 Hz ) ：探測方案基于通過分析不同方向脈沖星的信號到達時間，構成脈沖星計時陣列 ( PTA, pulsar timing array ) 來探測引力波。目前國際上的相關組織團隊包括：北美的 NANOGrav，歐洲的 EPTA，澳洲的 PPTA，中國的 CPTA 等。典型波源包括超大質量黑洞并合和隨機引力波信號。

〇 極低頻引力波 ( 10-18 Hz — 10-15 Hz ) : 該頻段的引力波可能產生于宇宙早期的各種物理過程，目前的通過觀測宇宙微波背景輻射的偏振來進行探測，代表的觀測實驗包括南極的 BICEP 和中國西藏的阿里計劃等。

引力波作為人類認識宇宙的新窗口，未來多波段引力波的觀測，以及多信使的觀測，將極大推進我們對于宇宙中極端條件下的天體物理過程的理解。