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  廣義相對論預言下的引力波來自於宇宙間帶有強引力場的天文學或宇宙學波源,近半個世紀以來的天體物理學研究表明,引力輻射在天體系統中出現的場合非常豐富。這些可期待的波源包括銀河系內的雙星系統(白矮星、中子星或黑洞等緻密星體組成的雙星)、河外星系內的超大質量黑洞的併合、脈衝星的自轉、超新星的引力坍縮、大爆炸留下的背景輻射等等。引力波的觀測意義不僅在於對廣義相對論的直接驗證,更在於它能夠提供一個觀測宇宙的新途徑,就像觀測天文學從可見光天文學擴充套件到全波段天文學那樣極大擴充套件人類的視野。傳統的觀測天文學完全依靠對電磁輻射的探測,而引力波天文學的出現則標誌著觀測手段已經開始超越電磁相互作用的範疇,引力波觀測將揭示關於恆星、星系以及宇宙更多前所未知的資訊。  天文學者可以兼用電磁輻射、微中子、引力波來做天文觀察,就好像同時使用視覺、聽覺、味覺來品嚐食物一般,這門學術領域被稱為多信使天文學。

  與基於電磁波觀測的傳統觀測天文學不同,引力波天文學具有如下特點:

  引力輻射在很多已知的天體系統的動力學中都起到了很顯著的影響。這裡列舉了幾個引力輻射在某些天體系統中的著名應用,某些應用如脈衝雙星PSR1913+16是引力波間接觀測的典型例項,但更多的應用還只是理論上的解釋。

  最早的天體系統中的引力輻射效應解釋是由加利福尼亞大學聖塔克魯茲分校的約翰·福柯納(John Faulkner)首先提出的,他的模型是一個激變雙星系統。這類系統一般都包含有新星,存在著白矮星從其伴星(在福柯納的模型中是一顆紅矮星)吸積物質的過程。與中子星的吸積過程中氫元素很快轉變為重元素不同,白矮星吸積過程中的氫元素會不斷積累最後導致鏈式核反應,從而形成系統對外可見的突發輻射,因此係統被命名為激變變星。  福柯納計算了一個同時滿足質量和角動量守恆的圓軌道激變變星模型。從簡單的牛頓動力學就可以推匯出在吸積過程中,如果質量從較大質量恆星向較小質量恆星轉移,系統的軌道會收縮,相反方向的轉移則會造成軌道擴張。存在有白矮星吸積的變星系統中,隨著質量向較小質量恆星的轉移,兩顆恆星的距離逐漸被拉近,其結果會進一步使吸積速率越來越快;直到兩顆恆星質量通過吸積達到相等狀態後,吸積過程成為了較小質量恆星向新的大質量恆星的質量轉移,這將導致系統的軌道擴張和兩顆恆星距離拉開。在這種情形下,吸積的速率本該逐漸降低,但實際觀測到的是吸積速率保持基本恆定。福柯納指出軌道運動輻射出的引力波會攜帶一部分角動量,從而使兩顆恆星的距離保持接近的趨勢,即軌道擴張和引力輻射兩種效應整體上共同決定了吸積速率保持恆定。福柯納運用四極矩公式與簡單牛頓軌道動力學來計算激變變星的引力輻射效應,其結果和實驗觀測相當符合。

  軌道系統的引力輻射效應中,最著名的例子之一是1975年普林斯頓大學的赫爾斯和泰勒發現的脈衝雙星,PSR 1913+16(也被稱作PSR B1913+16)。這一系統由兩顆圍繞著它們共同質心運轉的中子星所構成,是首個被發現的脈衝雙星。脈衝星是一個穩定的時鐘,這使得人們能夠運用非相對論的資料分析方法,從脈衝訊號的抵達時間,推算出系統軌道的基本參量(如脈衝星軌道的半長軸的投影、偏心率、軌道週期等),而從廣義相對論導致的抵達時間變化能夠推算出與相對論效應有關的參量(如近星點的進動角速率、引力紅移等),從這些參量可以進一步推算出雙星系統的傾斜度、質量等(得到的兩顆恆星質量都在1.4倍太陽質量左右)。  引力輻射導致的系統動能損失表現為雙星軌道的衰減,進一步表現為軌道運動週期的逐漸降低,理論計算得到的每秒鐘內的週期變化為formula_1秒。這一理論預言和實驗觀測結果符合得相當好,而實驗觀測誤差則低於1%。這是迄今為止,人類在引力輻射領域對愛因斯坦方程正確性的驗證中,這個實驗是精確度最高的。

  1971年,應用四極矩公式,印度物理學家錢德拉塞卡計算自轉星體的簡正模式振動的本徵頻率的修正,他很驚訝地發現,在某些模式下,引力輻射的耦合可能會導致星體的不穩定性。之後,威斯康星大學密爾沃基分校的約翰·弗裡德曼(John Friedman)和卡迪夫大學的伯納德·舒爾茨的研究揭示,在牛頓力學中某特定模式下呈穩定狀態的星體在廣義相對論中會變得不穩定,這一改變有一個關鍵的表徵:模式的圖樣的速率,也就是說,圖樣的波峰繞著星體的旋轉軸做旋轉運動的角速度。如果旋轉中的星體是一個理想流體星體,並且波峰的旋轉方向與星體的旋轉方向相同,而波峰的角速度比星體慢,這模式會不穩定,這種不穩定性被稱為CFS不穩定性。  之後,馬里蘭大學的黎伊·林德布洛姆(Lee Lindblom)和史蒂芬·戴特維勒(Steven Detweiler)指出,對於非理想流體星體的案例,因星體粘性作用產生的不穩定性和因引力輻射造成的CFS不穩定性,兩者傾向於相互抵消,固此波長最常的模式會展示出最為強勁的不穩定性,這模式即為四極矩模式。然而,後來從使用完全相對論性模型來做研究得到的結果暗示,這穩定性論題應歸屬天文物理學的邊緣研究。  1997年華盛頓大學聖路易斯分校的尼爾斯·安德森(Nils Andersson)首先提出,自轉星體在另一類牛頓力學下的模式同樣地也會不穩定,這模式被稱作「羅斯比模式 」或「r模式」。這是 動量主導的模式,即引力輻射源自於質量流的四極矩,而非質量的四極矩。其後,安德森等人的諸多研究表明,這種引力輻射導致的不穩定性在高溫高速旋轉的星體中表現得非常強勁,而這類星體正是對應著處於r模式的高速自轉的年輕的中子星,其引力輻射的效應要強於星體本身的粘性,其結果就是不穩定性嚴重限制了中子星的自轉頻率。在這些中子星形成初期它們的自轉頻率都很高,伴隨著引力輻射損失大部分角動量,估計算在約一年的時間內其頻率可降至最大值的7.6%,溫度也可從設定的初始值formula_2降至formula_3。加州理工學院的林德布洛姆、本傑明·歐文(Benjamin Owen)和威斯康星大學密爾沃基分校的莎朗·莫辛克(Sharon Morsink)預計,隨著星體的逐漸冷卻至超流體的臨界溫度,中子星具有的超流動性會完全抑制了r模式的不穩定性,這些較老的中子星有可能通過吸積的途徑重新獲得角動量從而使自轉加快。這一理論的重要性在於,它或許能夠解釋為什麼所有已知的年輕的中子星,相對於較老的毫秒脈衝星,自轉速度較慢十倍左右,從而對中子星的早期演化有一個更全面深入的瞭解。

  羅西探測器的觀測證明某一類特定的X射線源:低質量X射線雙星系統記憶體在具有相當窄頻自旋的中子星,它們的特性是,吸積的速度很快(每年可傳遞10倍太陽質量),磁場比較微弱(小於10高斯)。這些中子星被認為能夠通過吸積獲得持續增長的角動量,從最初的低頻自旋逐漸變為高頻的毫秒脈衝星。從這個假設直接推匯出的論述是,對這種型別的中子星進行觀測時會觀測到它們的頻率覆蓋了一個很寬的頻譜範圍。但事實並非如此,它們的自旋頻率都大於250赫茲但小於500赫茲,其中有很多都在240-360赫茲區域內。  對這一現象目前最合理的解釋是由拉爾斯·比爾德斯滕提出的,即引力輻射消耗了吸積得到的角動量,從而限制了自旋速率。他提出如下機制: 各向異性的吸積在中子星表殼形成了一個溫度梯度,從而導致在核心形成了處於定域平衡態的質量梯度,更導致形成密度梯度,然後通過星體的自旋使得發射出引力輻射。增加的角動量被引力輻射消耗殆盡,因此使中子星的自旋速度保持穩定。在這種機制下,中子星放射出的引力波的光度將和測量到的X射線的通量成正比,因為X射線的通量本身也和被引力輻射消耗的角動量增量成正比。如果這種機制是正確的,天蠍座的X射線源X-1將同時輻射可觀測的X射線和引力波,現今運作中的第一代干涉儀或許有可能探測到該引力波。

  宇宙背景探測者(COBE)對宇宙微波背景輻射 在各向異性方面的最初觀測開啟了對早期宇宙研究的新視窗。而由美國國家航空航天局發射的威爾金森微波各向異性探測器(WMAP)和由歐洲空間局發射的普朗克探測器能夠顯著提高對這種小尺度的各向異性觀測的靈敏度。這些小尺度的各向異性有可能來自大爆炸留下的微波背景輻射,也有可能來自宇宙早期的質量密度微擾形成的引力背景輻射,因此原則上能夠為早期宇宙形成時留下的引力背景輻射的能量密度提供約束條件。  儘管這些探測器不能區分來自不同原因的各向異性,但目前為止這是對極低頻的引力背景輻射探測的唯一手段。這些引力波所攜帶的資訊將有助於理解早期星系形成以及利用各向異性測量宇宙學引數。而現有的引力波探測器原則上也能夠測量引力波的背景輻射,但即使它們的靈敏度達到了能夠測量的程度,它們的測量也僅限於較短波長的範圍內,因為受干涉臂長的限制,引力波探測器無法對太長波長的引力波進行測量。

  引力波天文學這個名稱現在已經脫離了單純意義上的觀測天文學範疇,粗略來講引力波天文學涉及以廣義相對論為基礎的理論和實驗天體物理學、鐳射物理、數字訊號處理、控制論、概率統計等多方面的領域。伯納德·舒爾茨曾列出成功觀測引力波的五條關鍵要素:  從這五條要素可以將引力波天文學大致劃歸為三個方向:引力波源、引力波探測器、資料分析。

  研究物件為第2條和第5條,主要研究被認為可觀測引力波源的物理性質,從理論上計算具體的引力波源產生的引力波的波形,以及這些特定的波源在星系中的數量和在某一時空範圍內被觀測到的機率。 天體物理學中研究的電磁波譜是從formula_4赫茲開始,向上延伸20個數量級;而引力波譜通常最高為formula_5赫茲,也向下延伸20個數量級左右,範圍從最高頻的超新星引力坍縮和毫秒脈衝星到最低頻的宇宙早期量子漲落,涵蓋種類繁多的天體系統。  近年來關於引力輻射理論的研究著重於使用不同的近似來研究二體問題,主要原因在於雙星系統是重要的引力波源,而且在相對論力學中二體問題並不像牛頓力學中的二體問題那麼容易解析,必須徹底瞭解二體系統的演化,才能夠從觀測資料中萃取所有可獲得的資訊。在相對論力學中,二體問題只能得到近似解,這是因為在處理輻射場以及處理非線性的愛因斯坦方程方面碰到嚴峻瓶頸。最直接的辦法是後牛頓力學近似方法、數值模擬或微擾理論。

  引力波探測器的研究物件為第1條和第4條,主要研究引力波探測器的設計和構造原理,噪聲分析以及探測器對引力波的響應。引力波探測器一般分為共振質量探測器與電磁波束探測器兩類。由於共振質量探測器的靈敏度欠佳,現在探測引力波主要是使用的是電磁波束探測器,其使用電磁波束來測量引力波所產生的效應,從而尋找引力波的蛛絲馬跡。電磁波束探測器有很多種系統,主要的地面鐳射干涉儀有LIGO與VIRGO等等,LISA是正在籌劃與興建中的空間鐳射干涉儀,除了干涉儀以外,航天器測距與脈衝星計時也是很好的方法。在這些電磁波束探測器中,物理學者認為,干涉儀的靈敏度最高,它們最有可能探測到引力波。干涉儀有兩個優點,第一是靈敏度可以大幅度改善,應該沒有什麼基本因素給出限制,第二是它可以操作的頻帶很寬廣,不像韋伯棒只能探測共振頻率附近的引力波。  現今一般的鐳射干涉儀的基本構造是一個干涉測量系統,在探測器的設計中需要考慮如何正確測量到干涉訊號,以及如何測量到有用的引力波訊號。引力波探測器是否能夠達到探測各種引力波源的要求,探測器的靈敏度是決定因素。探測器的靈敏度應該相當於或優於可觀測的引力輻射,地面引力探測器的靈敏度通常為 h ≈ 10 至 10,但在實際應用中由於各種隨機噪聲的影響總是存在,這些噪聲是制約探測器靈敏度提升的主要原因。對於干涉儀而言,主要的燥聲源有震動噪聲、熱燥聲、散粒燥聲、量子燥聲、引力梯度燥聲。每一種引力波探測器都有其特定的頻域下的靈敏度曲線,靈敏度曲線是由特定頻域下的主導噪聲決定的,例如,地面引力探測器的頻帶大約為40 Hz 至 1kHz。在低頻帶,主要限制是震動燥聲;在中間頻帶,限制改為熱燥聲;在高頻帶,必須克服散粒燥聲。通常情況下,噪聲的數量級遠超過探測器的靈敏度要求,因此需要找到所有可能造成影響的噪聲源,並儘可能將這些噪聲降低至靈敏度的要求,否則真正的引力波訊號就會淹沒在噪聲的海洋中無法識別。  如何降噪是引力波探測器設計製造的關鍵環節之一,在實際應用中探測器有各種降噪手段,包括被廣泛採用的自動控制的方法,通過反饋訊號將引數穩定在規定的目標範圍內。例如對鐳射干涉空間天線(LISA)而言,主要的噪聲源來自探測器本身的鐳射頻率噪聲,LISA因此有其相應的鐳射頻率降噪技術,包括光學諧振腔相位調變的解調技術、時間延遲干涉測量術等。而引力波訊號傳播到探測器時,由於受到地球自轉和公轉的多普勒調製,頻率、振幅、相位等引數會發生改變;加上座標變換、探測器本身對引力波存在特定的響應模式(即天線樣式,Antenna Pattern)等因素,探測器得到的引力波訊號和其在TT規範下的形式會很不相同,這也是引力波探測器的研究內容之一。

  研究物件為第3條和第4條,通過對觀測結果進行資料分析,尋找到可能的引力波訊號。  引力波探測器的探測結果是一個同時遍佈噪聲和探測器對引力波訊號響應的時間序列:  其中,formula_13是測量到的帶有噪聲的引力波訊號,formula_14和formula_15分別是探測器對引力波兩種偏振態的響應模式(天線樣式),formula_16和formula_17分別是引力波的兩種偏振態的分量,formula_18是隨機噪聲。  資料分析的基本出發點是通過傅立葉變換(例如應用快速傅立葉演算法)將這個時間序列轉換到頻域。但由於隨機噪聲的存在,分析這些資料時需要考慮到其不確定性,這需要用到概率論。對於概率存在兩種詮釋:頻率概率和貝葉斯概率,引力波訊號的資料分析一般也分為相應的方法,其中對應頻率概率的最常見的分析方法叫做模式匹配演算法。在通訊工程中,模式匹配演算法是辨識訊號的常用演算法,它的基本思路是將訊號模板(已知訊號)和觀測結果(未知訊號)進行互相關運算,然後從觀測結果中找到訊號模板是否存在。對於波形能夠得到準確預知的引力波訊號,這種演算法理論上是可行的。  除此之外,某些場合還對資料結果有特殊要求,例如LISA在處理資料時需要對結果進行高精度的插值以消除計時誤差的影響,這種演算法叫做分數延遲濾波。
引力波天文學(英語:Gravitational-wave astronomy)是觀測天文學20世紀中葉以來逐漸興起的一個新興分支,其發展基礎是廣義相對論中引力的輻射理論在各類相對論性天體系統研究中的應用。傳統天文學主要是使用電磁波來觀測各種天體系統,而引力波天文學則是通過引力波來觀測發出引力輻射的天體系統。由於萬有引力相互作用和電磁相互作用相比強度十分微弱,引力波的直接觀測需要利用到當今最高階科技。