引力波探测器查看源代码讨论查看历史
引力波探测器（英语：Gravitational-wave observatory）是引力波天文学中用于探测引力波的装置。引力波是加速中的质量在时空中所产生的涟漪。阿尔伯特·爱因斯坦在1916年首次提出引力波的概念。通过探测引力波，可以对广义相对论进行实验验证。常用的探测器有棒状探测器和激光干涉仪等，这些探测器的主要运作原理是测量引力波通过时对两个相隔遥远位置之间距离的影响。1960年代起，多个引力波探测器陆续被建造与启用，并在探测器灵敏度上有不断的进步。现今，这些探测器已具备探测银河系以内与以外的引力波源的功能，是引力波天文学的主要探测工具。
2016年，LIGO科学团队与VIRGO团队共同宣布，在2015年9月14日测量到在距离地球13亿光年处的两个黑洞合并所发射出的引力波信号。之后，又陆续探测到多次引力波事件。[1]
历史
最早实际投入运作的引力波探测器是1960年代美国马里兰大学的约瑟夫·韦伯制造的铝质实心圆柱，通常称为“棒状探测器”，是一种“共振质量探测器”。1969年，韦伯宣称他的探测器得到了可靠的结果，立刻引起轰动，但是后来的重复实验都得到了零结果。此后意大利、澳大利亚、美国的科学家相继建造了类似的铝质圆柱形探测器，有的采取了更复杂的减振、低温、真空等措施排除干扰，但是都没有得到令人信服的证据。
1962年，俄国物理学者麦可·葛特森希坦与弗拉基斯拉夫·普斯投沃特最早发表论文提议建造干涉仪来寻找引力波，可是，这点子并未获得重视。四年后，弗拉基米尔·布拉金斯基再度提出这点子，然而仍旧无疾而终。后来，约瑟·韦伯与莱纳·魏斯也分别独立发表出类似点子。韦伯的学生罗伯特·弗尔沃德在休斯研究实验室工作时，受到魏斯的鼓励，决定使用休斯研究实验室的经费来制造一台干涉仪。1971年，弗尔沃德首先建成臂长8.5m的雏型引力波干涉仪，经过150小时的探测以后，弗尔沃德报告，并未探测到引力波。
70年代，魏斯团队在麻省理工学院、汉斯·彼林团队在德国加兴的马克斯·普朗克研究所、朗纳·德瑞福团队在格拉斯哥大学，分别建成并且投入运行雏型引力波干涉仪。同时期，基普·索恩在加州理工学院组成了实验引力波团队。1979年，他特别从格拉斯哥大学聘请德瑞福来领导这团队，并且建造引力波干涉仪。1983年，在加州理工学院，索恩与德瑞福联手建成一台40m臂长的引力波干涉仪。在麻省理工学院的魏斯团队，由于申请到较少实验经费，只能建成一台1.5m臂长的引力波干涉仪。两个团队激烈地兢争，试图计划与建造更灵敏、更先进的引力波干涉仪。1984年，为了更有效率地运用有限资源，加州理工学院与麻省理工学院同意合作设计与建造激光干涉引力波天文台（LIGO），并且由基普·索恩、朗纳·德瑞福与莱纳·魏斯共同主持这计划。
1999年，在路易斯安那州的利文斯顿与在华盛顿州的汉福德分别建成相同的探测器。2002年正式进行第一次探测引力波，2010年结束搜集数据。在这段时间内，并未探测到引力波，但是整个团队获得了很多宝贵经验，灵敏度也越加改善。在2010年与2015年之间，LIGO又经历大幅度改良，升级后的探测器被称为“先进LIGO”（aLIGO），于2015年再次开启运作。
另外，还有一些正在建造或运作中的地面干涉仪，例如，法国和意大利合作建造的处女座干涉仪（VIRGO）（臂长3000米）、德国和英国合作的GEO600（臂长600米）、以及日本正在建造中的神冈引力波探测器（KAGRA）（臂长3000米）等。另外，欧洲空间局（ESA）正在建造未来在太空中运行的激光干涉空间天线（LISA），其将会被用来探测低频引力波信号。
激光干涉仪
当今最具规模的激光干涉引力波天文台（LIGO）主要是由加州理工学院和麻省理工学院负责运行，它也是美国国家科学基金会资助的最大科研项目之一。LIGO在两个站点建造有三台探测器，在华盛顿州的汉福德（Hanford）建有双臂长度分别为4千米和2千米的两台探测器（LIGO Hanford Observatory，简称LHO），而在路易斯安那州的利文斯顿建有一台双臂长度为4千米的探测器（LIGO Livingston Observatory，简称LLO），相距汉福德3002千米。LIGO采用了多种尖端科技。LIGO的防振系统能够压抑各种振动，真空系统是全世界最大与最纯的系统之一，光学器件具备前所未有的精确度，能够测量比质子尺寸还小一千倍的位移，电算设施的高超功能足以处理庞大实验数据。。2002年起，LIGO正式启动数据采集工作，至2010年共执行了六次科学探测工作之后计划结束，最佳灵敏度已经达到10的数量级。
2009至2010年，LIGO升级为Enhanced LIGO并进行了第六次科学探测，即S6。其激光功率从10瓦特提高到30瓦特以上，探测范围可扩大8倍。在2010年与2015年之间，LIGO进行了名为“先进LIGO”（Advanced LIGO）的升级计划，简称aLIGO。2015年，aLIGO正式投入使用，激光功率从初始版LIGO的10瓦特提升至200瓦特左右，探测频带下限从40Hz延伸到10Hz，灵敏度比初始版LIGO高出10倍，这意味着aLIGO能够探测引力波的距离比先前高出10倍，探测范围也扩大1000倍以上，能够探测到的可能引力波波源比先前多出1000倍。
处女座干涉仪（VIRGO）位于意大利比萨附近，是一架双臂长度为3千米的地面激光干涉仪，所在地点也叫做欧洲引力波天文台（European Gravitational Observatory）。VIRGO自2007年起开始进行科学观测，并且参与了S5的最后部分探测工作，VIRGO具有和LIGO相媲美的灵敏度。在进行了大约五年，2千4百万欧元的升级之后的处女座干涉仪，称为“先进VIRGO”，于2017年8月1日正式加入LIGO两个探测器搜索引力波，这三个探测器共同运作应该能够较为精确地给出引力波波源的位置。
日本计划在2019年建成神冈引力波探测器（KAGRA），它的600米长的干涉臂被深埋在200米的岩石下，它的测试质量也会被降温至20K。物理学者认为，这两个手段将能减低噪声，因此提高灵敏度。
GEO600位于德国汉诺威，是双臂长度为600米的探测器，其工作带宽为50赫兹至1.5千赫兹。GEO600自2002年起开始科学探测。
引力波会影响行星际航天器通信信号的返回时间，美国国家航空航天局和欧洲空间局都在进行侦测这一效应的实验。例如，对于正在木星和土星附近的航天器（包括卡西尼－惠更斯号等），其信号返回时间在2至4×103秒的数量级。引力波会导致信号时间的变化，如果事件的时间短于这一数量级，那么，按照三项公式这种变化样式会出现三次：一次是引力波经过地面的发射器，一次是经过航天器，一次是经过地面的接收器。搜寻这样的引力波信号需要在数据分析中采用模式匹配算法。利用两个不同的发射频率和很稳定的原子钟，灵敏度的量级估计可以达到10-13，并有可能进一步提高到10-15。
激光空间干涉
在低频波段（低于1赫兹），任何引力波源的低频引力波到达地球时，振幅都会比地球上的低很多；处于太空中的探测器则不会受到地球环境的影响。在欧洲空间局的LISA计划中，探测频率波段为0.0001赫兹至0.1赫兹的低频引力波，由三个同样的航天器组成边长为250万公里的等边三角形，整体沿地球轨道绕太阳公转。LISA的干涉臂长超过任何频率高于60毫赫兹的引力波的半波长，在这个范围内三项公式成立。每一个航天器内部都载有一个30cm望远镜与2瓦特激光系统。
与地面干涉仪不同的是，由于航天器相距很远，激光在传播途中的大幅衰减造成LISA不能使用单纯的平面镜来反射激光，采用光学锁相的办法，将要发射信号的相位锁至接收信号的相位上再将其发射出去。这一过程原理上是一个光学转发器，其效果和地面干涉仪的平面镜反射是相同的，本质上相当于激光从一个航天器发射，到达另一个航天器后再返回，这个延迟信号与本地的原始信号发生干涉，LISA主要就是测量这种干涉信号的相位。
对LISA而言，来自外界的影响主要是太阳的辐射压和太阳风的动压强。为了减小这些影响，满足广义相对论实验验证的严格要求，LISA采用了先进无阻尼技术，使用航天器本身作为内部测试质量的防护罩，保护测试质量不被外界影响，促使测试质量能够自己沿着测地线运动，呈自由落体状态，与航天器没有任何牵缠，航天器对测试质量的位置作出精确的监测，并且自动开启喷气来改变位置，使得自己与测试值量之间维持安全距离，避免任何接触。因此，航天器需要装制能够精确给出微小推力的推力器。为了成功达成任务，LISA必须具备三个关键技术：先进的推力器、超灵敏的加速度计、能够连续几年稳定发射2瓦特功率的红外激光。于2015年发射升空的激光干涉空间天线开路者号（LISA Pathfinder）已成功测试了这些技术，为LISA铺设了康庄大道。
欧洲空间局计划于2030年发射LISA，任务为期4年，可延长至10年。LISA的主要的任务为，研究银河系内的双星系统的形成与演化、探查致密星体绕著大质量黑洞的公转动力学、追溯超大质量黑洞的并合起源与演化、解析恒星黑洞的天体物理学、探索引力与黑洞的基本秉性、估算宇宙膨胀的速率、了解随机引力波背景的起源与意涵。
除了LISA以外，另外还有几个在空间类似运作的激光干涉引力波探测器计划。分赫引力波干涉天文台计划的操作频带为0.1-10Hz，在LISA与地面探测器的操作频带之间，主要目的是直接观测宇宙的初始，即在大爆炸后10-10秒之瞬间，从而试图揭露宇宙的奥妙起源。更具野心的大爆炸天文台是美国太空总署的计划，操作频率与分赫引力波干涉天文台 相同，意图探测宇宙暴胀所导致的引力波背景。
量子效应
散粒噪声是一种量子噪声，此外还存在类似于棒状探测器表面出现的量子噪声，例如反射镜表面零点能的振动等，这种量子噪声的极限都由海森堡不确定性关系式
决定。这类噪声在当前仍然在干涉仪的灵敏度极限以下，但在未来随着灵敏度进一步的提高，就可能变得更为显著。增加反射镜的质量是降低这类噪声的手段之一，因为振动的振幅和质量的平方根成反比。
引力梯度噪声
引力梯度噪声源自于于当地的牛顿引力场在测量时间尺度内的变化，又称为“牛顿噪声”。引力波探测器不单会对引力波产生响应，还会同样地对当地的潮汐力产生响应，两者实际上无法区分。这些源自于当地的牛顿噪声包括人造干扰，例如仪器、车辆等外界力的干扰，更重要的是自然噪声，例如地震波所引起的引力场变化以及空气气压变化所引起的空气密度变化等。噪声的频谱随着频率升高而急剧下降，因此对于第一代的干涉仪这不是一个问题，但有可能会对下一代干涉仪的灵敏度造成限制，也是频率在1赫兹以下的低频引力波必须在宇宙空间中探测的主要原因。
由于[[牛顿噪声直接与测试质量耦合，越过了所有机械削减手段，因此无法使用任何地震滤波器或防护罩来压抑牛顿噪声。在地球表面，在频率低于10赫兹，牛顿噪声会掩盖过引力波信号。因此，像爱因斯坦望远镜一类的新一代引力波干涉仪，很可能必须建造在地下洞内部的噪声较低的区域。在20赫兹频率，为了要满足爱因斯坦望远镜的普通灵敏度要求，牛顿噪声必须被压抑10倍。忽略其它噪声，在1赫兹频率，牛顿噪声必须被压抑1000倍，才有可能探测到引力波。