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引力波探测：成就“不可能之任务”的工程技术 – 2017年诺贝尔物理学奖介绍
热度 3 fouyang 2019-7-27 22:37
在科学中，特别是物理学中，有这样一种工作。它的重大意义非常清楚，谁都知道要是做出来了诺贝尔奖肯定跑不了。但这工作又非常难做，所以只有少数人会把整个职业生涯贡献给这样的梦想。引力波探测就是这样一个工作。 2016 年 2 月 11 日关于首次探测到引力波事件的发布会不仅在物理学界，而且在整个社会上引起了轰动。一年多后，诺贝尔奖就如约而至。 2017 年的诺贝尔物理奖发给了三位美国科学家：麻省理工教授韦斯（ Rainer Weiss ），加州理工教授巴里式（ Barry Barish ），以及加州理工教授索恩（ Kip Thorne ），表彰他们在探测引力波工作中的领导作用。 引力波是广义相对论中的一个推论。广义相对论是物理中一个相当艰深的题目，一般物理学博士生都很少涉及。但是引力波的概念对公众并不陌生。在引力波被成功探测而且得到诺贝尔奖之后，更是有大量科普文章介绍其中有趣的物理。 但是有一个比较少讨论到的问题是：为什么引力波的概念早就为人所知，它的 “ 本尊 ” 却直到现在才露面？事实上，爱因斯坦在发表广义相对论之后就预言了引力波。但他却认为那是不可能被探测到的。这是因为引力波是如此之弱，探测引力波的困难程度难以想象。所以这三位科学家代表的工作不仅在科学上有着重大意义，也是人类历史上值得一书的一个伟大的工程技术成就。本文就着重在工程技术方面介绍一下这个工作的挑战和神奇。 说到引力波，我们自然会想到另一个在真空中传播的波：电磁波。 1865 年，麦克斯韦基于他所提出的电磁学方程而预言了电磁波。 22 年后，在 1887 年，赫兹就首次用实验证实了电磁波的存在。赫兹的实验装置很简单（见 图 一 ）。一个手工开关（ I ）造成一个电脉冲，经过变压器 T 升压后，在火花隙 S 上产生一个电磁波。这个电磁波传播到房间另一端的环形天线接收器，在那里的火花隙 M 上产生一个肉眼可见的火花弧。 图 一 ：赫兹的电磁波验证试验（复制自： https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=65941520 ） 然而引力波远不是这么容易搞定。首先，引力要比电磁力弱得多。必须有非常大的质量才能产生有探测意义的引力波。这就表示引力波几乎不可能在实验室中产生，而必须从太空中超大质量的天体那里来。第二，电磁波归根结底是带电粒子（这里是电子）振荡产生的。引力波也是由物质的振荡产生。而天体要如此振荡需要超出想象的驱动力。物理学家认为最有希望的一种场景，就是两个大质量的天体（例如黑洞）相互绕行进行加速运动，产生引力波。但在这种情况下，两个天体产生的一阶引力波效应（技术上称为偶极子辐射）是相互抵消的，我们能看到的只是更弱的二阶效应（四极子辐射）。第三，天体虽然质量巨大，但离我们却很遥远。引力波和电磁波一样，其强度是与距离平方成反比的。所以我们就面临这样的困局：越是强大的引力波源在宇宙中越是稀少，因此它们与地球的平均距离也就越远。所以即使宇宙中存在着很强大的产生机制，也不意味着我们能收到强大的引力波。 （诺贝尔宣传材料） 因此，探测引力波需要的仪器远远超过了赫兹用的环形天线。在爱因斯坦提出预言后近半个世纪的上世纪六十年代，美国教授韦伯（ Joseph Weber ）开始了寻找引力波的实验。韦伯的实验是用一根很重的铝棒，检测其尺寸的变化来探测引力波引起的共振现象。 1969 年，韦伯宣称探测到了引力波。但是他的结果没有能得到其它观测的证实。后来就只有韦伯自己仍然带领一些同事和学生继续和改善他们的探测实验。韦伯甚至在美国政府 80 年代停止资助他的实验后，自费继续研究，直到他 2000 年去世。虽然韦伯的铝棒实验方法没有被别人采用，但他作为引力波探测的先驱仍然被人们铭记。 2016 年宣布引力波探测结果的新闻发布会上，韦伯的太太被邀请为贵宾在前排就座。马里兰大学在 2019 年建立了 “ 韦伯纪念花园 ” 纪念韦伯对引力波探测的贡献。韦伯用过的六根铝棒被作为雕塑在花园里展现（ 图 二 ）。 图 二 马里兰大学的韦伯纪念花园，展示韦伯用于引力波探测的六根铝棒 （复制自 https://umdphysics.umd.edu/about-us/news/department-news/1435-weber-garden-dedication-set-for-march-12.html ） （ http://terp.umd.edu/making-waves/#.XSIMI497kUF ） 同在六十年代，几位苏联科学家在 1962 年提出了利用光干涉仪探测引力波的想法。韦伯和他的学生福瓦德（ Robert L. Forward ）继续了这个研究。福瓦德在 1971 年报告了一个基于激光干涉仪的“引力波天线”样机（那时距激光的发明才十年时间）。与此同时， MIT 的韦斯团队对于用干涉仪探测引力波进行了一系列技术研究，在 1972 年提出了可行性报告。另一方面，索恩的加州理工团队进行了一系列理论计算证明引力波探测的可行性。他们两位的努力促成了“激光干涉仪引力波天文台”（ Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory ，缩写 LIGO ）的概念形成。美国国家科学基金会（ NSF ）从 1979 年开始资助激光探测仪的研发。 LIGO 实验室的建造在 1994 年正式开始。经过十多年的努力， LIGO 在 2006 年达到设计性能，并在 2008 年开始升级。升级后的系统被称为高新 LIGO （ Advanced LIGO 或 aLIGO ）。与近四十年前福瓦德的样机相比， aLIGO 的基本原理没有变化，但是灵敏度提高了大约十个数量级。它在 2015 年刚开始运行时就发现了第一个引力波事件，标志着半个多世纪的探测努力达到了一个里程碑。随后又有几个引力波事件被发现，从而大大增强了这些观测结果的可信度。目前， LIGO 完成了下一期升级工程。同时世界各地也在纷纷建立类似技术的观察站，以期形成一个全球尺度的观察网。基于空间的引力波观测系统也在建立中。在爱因斯坦提出引力波理论的一个世纪以后，我们终于可以接触到这个出奇羞涩的信使了。（以下的技术讨论均基于 aLIGO ）。 （ https://www.ligo.caltech.edu/page/timeline ） 上面说了，引力波探测的最主要困难是它的强度非常弱。弱到什么地步呢？科学家估计，我们能收到的引力波信号所造成的相对时空变化，大约在 10 的负 21 次方。也就是说，如果测量一公里的长度，在引力波经过时，我们的长度读数会有大约 10 的负 18 次方米的变化。这是质子的直径的一千分之一。用宏观仪器来测量如此小的长度，这是闻所未闻的工程挑战。我们常用“大海捞针”来比喻搜索的困难。对于引力波来说，如果整个地球是一片大海，那引力波造成的长度变化只有原子核大小。事实上，如果把一根针再次“放大”成地球尺度的大海，那么引力波的尺度才和针尖差不多。所以，我们可以说探测引力波的难度是“大海捞针”的平方。 其实信号弱本身并不是问题。电子放大器可以轻易放大信号一千到一万倍。把放大器串联起来，总的放大倍数几乎是没有限制的。关键不在于信号强度本身，而是它与噪声的比较，行内称为信噪比。信噪比太低时，我们不能区别信号和噪声，也就不能完成探测任务了。所有放大器都是同时放大信号和噪声（并可能加进新的噪声）。所以放大器不能提高信噪比。要提高信噪比只有两条路：增强信号和降低噪声。那么 aLIGO 是怎样做到这两点的呢？ 为了探测引力波，我们测量的是长度的相对变化。所以要增强信号，我们就需要用长的尺，以便得到更大的长度变化。而且尺的刻度要细，这样长度变化相对于刻度来说更明显。 aLIGO 顾名思义，是用激光干涉仪当尺。激光可以照射很远不衰减，所以“尺”可以做得很长。而它的“刻度”是波长（ aLIGO 用的是大约一微米），所以很小。所以，这是一把很理想的“尺”。 图 三 显示了迈克尔逊干涉仪的基本结构。左面是一个激光源（ Laser ），照射到分束器（ Beam Splitter ）上。分束器是个半反射半透射的镜子，把入射光分成两部分。被反射的部分走向上方的光路，被终端的镜子（ Mirror ）反射后回到分束器，然后透射到探头（图底部的圆圈）。另一部分光在分束器透射到右方的光路，同样经过镜子反射后回到分束器，再经反射后到达探头。这两路光在探头相叠加，其最后的强度就取决于两者之间的相位关系。当引力波经过时，一个光路的距离会加长，同时另一个会减小。于是光路间的相位关系会发生变化，引起探头信号的变化。最简单的探测方法是：把光路调整到在没有引力波时输出为零（也就是两束光在探头处的相位正好相反）。这样引力波的到来就会造成一个不为零的信号。其大小与总光强的比例约等于两条光路长度的总变化与光波长的比例。（实际系统略有不同，因为要探测相位变化的正负号。但为了信号强度分析，这样的说法足够了。） 图 三 迈克尔逊干涉仪（复制自 https://www.ligo.caltech.edu/page/what-is-interferometer ） 值得一提的是，迈克尔逊干涉仪在历史上是大名鼎鼎的。它被用于很多著名的科学实验。其中最重要的可算是 1887 年的迈克尔逊 - 莫雷实验，证明了以太不存在。这个结果催生了爱因斯坦的侠义相对论。一个多世纪后的今天，迈克尔逊干涉仪又为验证广义相对论立下了汗马功劳。可见好的实验手段和好的理论一样，是不朽的。 由于种种工程上的限制， aLIGO 的每个臂大约是 4 公里长（也就是来回光路是 8 公里）。它用的光波长大约是一微米。如果相对空间变化是 10 的负 21 次方，那么光路变化是波长的大约 10 的负 11 次方。测量这样小的变化还是非常困难的。所以， aLIGO 在每个光路加了一个镜面，如 图 四 所示。在每一个光路中，光束在一对高反射率的镜面之间反复反射，只有很小一部分返回分束器。如此，有效光路长度被增加了 280 倍，达到一千一百多公里长。这种 “ 法布里 - 珀罗腔 ” 结构大大增加了长度变化的信号强度。为了实现这样的多次反射，要求镜面不能散射超过十万分之一的光线。为此，镜面的光滑度要保持在 0.16 纳米的水平，同时两面镜子需保持高度平行。在这样的设计中，要探测的光路长度变化是波长的 10 的负 9 次方，也就是十亿分之一。 （ https://www.advancedligo.mit.edu/core.html ） 图 四 带有储存臂的干涉仪（法布里 - 珀罗腔）（复制自 https://www.ligo.org/science/GW-IFO.php ） 找到了迈克尔逊加法布里 - 珀罗这个增强信号的神器后，我们就要对付更难玩的对手：噪声。一个系统的噪声来自很多因素，大致可分为可消除的和不可消除的。可消除的噪声在一定程度上可以测量和预计，所以可以从数据中消除掉。而不可消除的噪声完全是随机的，只能从统计上动脑筋。 在 aLIGO 中，最大的随机噪声是光的量子噪声。量子力学告诉我们，光是由离散的光子组成的。我们说的光功率取决于光子束流的平均强度。但是每一时刻的光子流是有涨落的。这个涨落就构成了量子噪声。量子噪声不仅影响探测器输出的信号，还通过光压波动引起镜面的微小运动，从而改变光路的长度。统计学告诉我们，量子噪声引起的信噪比是与光束功率的平方根成正比的。所以光束越强，信噪比就越高。 aLIGO 在输入端使用了“功率回收”技术，即通过一个共振腔来增加光功率。在 2015 年的升级中， aLIGO 进一步增加了激光器的功率（从 10 瓦增加到 200 瓦），使得法布里 - 珀罗腔中的光功率达到 750 千瓦。同时，在输出端采用了另一个 “ 信号回收 ” 共振腔，通过光学信号处理的方式过滤一定特性的信号，进一步降低了量子噪声。整个光学系统如 图 五 所示。图中右上角是前面说到的干涉仪（ 图 四 ）。左面的三个镜子 PRM, PR2 和 PR3 组成了功率回收系统。下面的三个镜子 SRM ， SR2 和 SR3 是信号回收系统。在后来的升级中， aLIGO 还会引入“量子挤压”（ Quantum Squeezing ）的技术，进一步降低量子噪声。 （ For quantum squeezing see https://www.ligo.org/science/Publication-SqueezedVacuum/index.php ） 图 五 aLIGO 整体光路（复制自 https://arxiv.org/ftp/arxiv/papers/1411/1411.4547.pdf ） 另一个重要的随机噪声来源是热噪声。由于热运动，镜面的原子位置会有微小变动（记住我们要测量的长度变化是原子核量级的，比通常原子振幅要小得多）。由于布朗运动，镜子本身也会有随机的晃动。通常对付热噪声的方法是降低工作温度。但由于 aLIGO 的 干涉仪是在真空中工作而且承受大功率的激光照射，在目前设计中没有采用低温措施。另一条路就是通过平均化来减少热涨落。在 aLIGO 中，我们通过增大反射镜质量来降低布朗运动和量子噪声。所以反射镜从原来的 11 公斤提高到 40 公斤重，对悬挂系统是个重大挑战。同样，我们可以扩大光束宽度，使得镜面位置在更大面积中得到平均来减少涨落。 aLIGO 的镜面直径是 34 厘米，比原来的 25 厘米增加不少。当然，更大的镜面也增加了加工难度。 除了镜子本身，悬挂系统也有热噪声会传导到镜子上。这个传导系数与悬挂材料的性质有关。所以 aLIGO 选用了特定尺寸的石英玻璃（ fused silica ）丝来减少这类热噪声。这个悬挂系统下面还要讲到。 （ http://www.academia.edu/download/31659294/Cumming_2012.pdf ） 在通常的电子系统中，热噪声的主要来源是探测器（也叫约翰逊 - 奈奎斯特噪声）。为了降低噪声，人们常常让探测器在低温下工作。但是对于 aLIGO ，量子噪声远远大于探测器的热噪声。所以我们不需要担心后者。 除了量子噪声和热噪声外， aLIGO 系统还有其它很多噪声源。但那些都可以通过设计来改善。其中主要的是激光系统稳定性和外界震动。 上面说到过，我们要探测的距离变化是光波波长的十亿分之一。相应的相位移动也就非常小。这就要求我们的激光系统有非常好的频率稳定性和功率稳定性。 aLIGO 设计包括了高度复杂的三级激光产生系统，然后通过一套光学装置将其稳定性提高一亿倍。 图 六 展示了激光产生系统。 图 五 左边显示了部分外加光学稳定系统的简化图。除此之外，整个干涉仪光路是在高真空下运行，以避免空气的扰流和散射。这是全世界最大的高真空系统。 图 六 激光产生系统（复制自 https://www.ligo.caltech.edu/page/laser ） 外界干扰是指周围运动物体（如车辆等）和地质活动引起的震动以及温度变化引起的尺度变化。 aLIGO 是如此敏感，连地震波引起的引力波动和天体潮汐引力都会干扰测量结果。减小震动有主动和被动两种办法。被动减震就是通过阻尼来吸收震动能量，并设计系统的力学特性，避免在有关的频率范围内产生共振。通常汽车的悬挂系统就是采用被动减震。而主动减震则是利用感受器和驱动器产生部件的运动，来抵消外来震动。如今常见的“噪音消除耳机”（ noise-cancelling headphones ）就是这个原理。它的噪音消除效果比单纯用隔音材料（也就是被动减震）要给力得多。但是我们需要能“预见”未来的外来震动以及系统的反应，才能生成最优的抵消反应。所以主动减震是个控制论课题。 aLIGO 的“地震隔离系统”（ seismic isolation ）包括被动和主动的减震，大致能把外界震动降低三到四个数量级。 （ https://arxiv.org/ftp/arxiv/papers/1411/1411.4547.pdf figure 12 ） 地震隔离系统有多复杂？ 图 七 可以给个大概印象。第一级减震是液压外部预隔离（ Hydraulic External Pre-Isolator, 缩写 HEPI ）（ 图 七 右下部）。它包括被动减震（弹簧）和主动减震（液压驱动），并由多个传感器支持。 HEPI 设在真空系统之外。然后是一到二级隔离（ 图 七 上部）也是有几个传感器，驱动器和弹簧。这个部分称为内部震动隔离（ Internal Seismic Isolation, 缩写 ISI ）。 ISI 穿过真空密封，伸到光路内部。 图 七 地震隔离系统（复制自 https://arxiv.org/ftp/arxiv/papers/1411/1411.4547.pdf ） 在隔离台的下部是一个四级悬挂系统（ Quad Suspension ）。干涉仪的镜面就挂在这个系统的下面。这个悬挂系统除了镜面（第四级）外还有一个同样质量的物体形成第三级。，整个系统用石英玻璃丝链接（见 图 八 ）。这个复杂的设计除了主动与被动减震外，还能有效地阻隔热噪声（器件的布朗运动）。地震隔离系统和悬挂系统相互配合，能把系统的机械噪声降低 10 个数量级。这两个系统也是从 LIGO 到 aLIGO 升级过程中的重要技术革新，对提高探测器在低频范围的灵敏度起了决定性的作用。 阿斯（ https://journals.aps.org/prl/pdf/10.1103/PhysRevLett.116.061102 ） 图 八 四级悬挂系统（复制自 https://www.ligo.caltech.edu/page/vibration-isolation ） 除此之外， aLIGO 还配置了附加光学系统来监视和消除光路臂长的变化，并为反射镜面保持恒定的温度。总体来说，一个 LIGO 实验室有上十万个感受器和控制器线路。这些就不一一介绍了。 （ https://journals.aps.org/prl/pdf/10.1103/PhysRevLett.116.061102 ） 一个系统的噪声是各种噪声分量的和。所以较高的噪声分量在很大程度上决定了总噪声的水平。对于 aLIGO 系统来说，最难降低到是量子噪声。所以系统设计的目标就是把其它噪声都降低到量子噪声的水平以下，让总噪声水平基本与量子噪声一样。 图 九 显示了各种噪声成分的水平。可见这个系统设计的目标是基本达到了。当然，如果未来量子噪声得以进一步减小的话（例如激光功率得到进一步增加或量子挤压技术获得成功），其它各种噪声的减小措施也要重新考虑。 图 九 各种噪声分量水平 （复制自 https://arxiv.org/ftp/arxiv/papers/1411/1411.4547.pdf ） 故事到这里还没有完，因为提高信噪比还有一招，那就是充分利用噪声和信号的性质区别。那就是信号处理的工作了。 最简单，也是最常用的信号处理就是滤波。通常信号是局限在一定的频率范围的，而噪声则具有更广的频谱。我们通过滤波就能排除掉信号频率范围以外的噪声。在 aLIGO 中，光学系统和数据处理系统都包含了滤波的功能。 除了频谱特征外，引力波信号还具有时间上的 “ 指纹 ” 。根据广义相对论原理，我们可以计算出引力波信号随时间变化的波形。当然，这个波形与信号源的种种参数有关。我们要探测的引力波来自于两个天体（脉冲星或黑洞）相互绕行最终结合的过程。所以引力波的参数与这两个天体的质量和旋转角动量（当然还有与我们的距离）有关。 aLIGO 团队根据不同的参数假定，生成了 25 万个模板，用来与探测信号匹配。通过这样的操作，我们不仅可以决定最适合的波源参数，也可以估计观测结果的可靠性。 （ Error! Hyperlink reference not valid. ） 除此之外，还可以做 “ 负匹配 ” 。也就是当其他感受器发现大噪声（例如地震）时，删除相应的探测器数据。这样也能使得观测结果更可靠。 除了时间特性，我们还可以利用引力波的空间特性。来自太空的引力波是高度空间相关的。也就是说地球上不同地方的探测器收到的引力波信号应该是一样的（除了有个时间差以外）。而各个探测器所经受的噪声却是相互独立的。所以 aLIGO 有两个同样构造的探测器分别在华盛顿州的翰福德（ Hanford ）和路易斯安那州的利文斯顿（ Livingston ），相距 3002 公里。 （ https://www.ligo.caltech.edu/WA/page/ligo-detectors ） 当这两个探测器同时显示与模板相吻合的波形时，误判（即误把噪声当成信号）的可能性就很小了。当然，多个探测器之间的时间差还可以用来估计引力波到来的方向。 图 十 显示了两个实验室的位置和外貌。 图 十 aLIGO 的两个实验室：左面是 LIGO Hanford Observatory （ LHO ），右边是 LIGO Livingston Observatory （ LLO ）。（复制自 https://www.ligo.caltech.edu/WA/page/ligo-detectors ） 以上种种信号处理技术都需要复杂而繁重的计算机数据处理。测量得到的数据要经过好几步的筛选和确认才被肯定为引力波事件。值得一提的是，北京清华大学有个小组参与了 aLIGO 的数据处理工作。所以在首次测得引力波的 “ 物理评论通信 ” 论文的一千多位作者中有三位来自北京清华大学（台湾清华大学也有三位作者名列其中）。 图 十一 显示 2015 年 9 月 14 日首次观测到引力波的信号。上边两帧图是 aLIGO 两个实验室的观察数据。粗线是实验数据，细线是模型预测。最下一帧是把两条信号曲线消除时间差后叠加在一起。仔细看 图 十一 会发现，其实在每一个时间点，实测信号与模型的误差都相当大（与信号本身是同一个数量级）。但是从整条曲线，特别是两个观测点的吻合情况看，我们会直觉地相信我们看到了模型所预见的信号，正如严格的数据分析所证明的那样。 这个信号描述了两个约为 30 倍太阳质量的黑洞在 0.2 秒时间内绕行拥抱合为一体。在短暂的余波之后，一切归于沉寂。在这个过程中，有超过 10% 的质量转变成了引力波能量，比氢弹爆炸的能量要高 31 个数量级。 （ Error! Hyperlink reference not valid. ） 如此惊心动魄的宇宙事件的信息，以光速在太空旅行了 13 亿年后，终于在我们地球上最灵敏的仪器上留下了两条曲线。 图 十一 引力波信号（复制自 https://www.ligo.caltech.edu/system/avm_image_sqls/binaries/45/large/ligo20160211a.jpg ） 整个 LIGO 项目是美国国家科学基金会资助的，从正式立项到首次观测结果，总耗资约为十二亿美元。与另一个成功的 “ 大科学 ” 项目，观测到希格子的欧洲线性重子对撞机（ LHC ）相比， LIGO 的花费只有其十分之一（也不到特斯拉公司至今总集资额的十分之一）。如此 “ 价廉物美 ” 的科学项目对其它国家也很有吸引力。目前世界上有好几个类似实验室在建造和升级。等它们都具有 aLIGO 这样的性能后，就能组成全球观测网，能更可靠地捕捉到引力波事件并更准确地为其定向。 这个工作的科学意义在文献上和媒体上已经有很多讨论，这里就不重复了。引力波探测让我想到了 1986 年得诺贝尔物理奖的工作：扫描隧道显微镜（ STM ）。 STM 原理很简单，就是一个探针在样品表面扫描。通过量子隧道效应，探针能精确测量它与样品表面的距离，从而描绘出表面的起伏形状。但是在 STM 问世之前，很少有人相信用这种机械扫描的方法能得到超原子级（ 0.1 纳米）的分辨率，比之前最强大的成像仪器（电子显微镜）还要高出一个数量级。然而 STM 做到了。 STM 本身是一个非常有用的物理仪器，用它产生了很多重要的物理成果。更重要的是， STM 的出现让人们 “ 脑洞大开 ” ，意识到机械控制能达到的精度。很快地，利用类似原理的扫描原子力显微镜，扫描光学显微镜等纷纷问世，把物理和生物的成像技术推到一个新的阶段。人们甚至可以用这种探针来移动摆布单个原子，创造出新型材料和器件。同样，通过选择合适的测量方法来增强信号以及不遗余力地降低随机噪声和消除可预测噪声，加上最后复杂的信号处理， aLIGO 为推进物理信号测量前沿做出了影响深远的贡献。一旦知道如此微弱的信号是可能被测量出的，我们就会设计出各种过去被认为是匪夷所思的科学实验。 在更广的意义上说，成就一件通常认为不可能的事，对人类的乐观精神是一种鼓舞。半个世纪前的阿波罗登月计划就是如此。它直到今天仍然为人们津津乐道。引力波探测这类既异想天开又脚踏实地的科学工作，彰显了科学研究对人类文明的一种独特贡献。
个人分类: 学海无涯|9001 次阅读|6 个评论
LIGO参观记
summerplace 2019-4-10 11:29
2016 年 2 月 11 号，刚刚从三年前发现希格斯粒子的激动气氛中稍许平静下来的物理界，突然又爆出一个大新闻：困扰人们一百年的引力波，终于找到了！消息一出，网上沸腾。 这个确实厉害，原因有三： 第一，以前引力波只是一个理论假设，虽有间接证据，却没有直接证实，这下好了，找到了。同时也开启了一个崭新的天文学领域，前景不可限量。 第二，测量的设备虽说不是经天纬地，但也堪称气势宏大：两个台站，相隔几千公里连锁，从东南到西北横跨美国大陆。每台有两条笔直的激光管道，每条长达 4 公里，使用的技术门类也极为复杂先进。探测引力波的实验，人们很早就开始尝试了，但希望非常渺茫，主要还是设备太简单，只有等到现在的技术手段发展出来才变成可能。 第三，还有一点尤其值得惊叹，那就是物理学人的恒心和耐力，在一个非常冷门的专业，几十年专心致志，苦苦探求，终于修成正果。正是这锲而不舍的精神深深打动了我，我决定找个机会去 “ 圣地 ” 朝拜。 也巧了，上网一查，其中的一个观测站就在路易斯安那州，隔我住的休斯顿只有四、五小时车程。实验室每月只有一个周末对外开放， 2 月 20 号星期六正好是发现引力波以后的头一次开放，为此他们还特地把开门时间从平时的下午一点改成上午十点，不用犹豫，就赶这一趟了。 星期六一早八点，驱车向东，直奔 Livingston 。五小时后，到达小镇。正担心找不到地方，丁字路口高挂一个非常小的 牌子 ，上面只容四个字母： LIGO ，一般人不会在意，知道的人一目了然。沿着路牌的指引，公路向密林里延伸，正疑惑是否错过地方，路旁赫然出现 LIGO 的大牌子：激光干涉引力波天文台，内心一下肃然起敬。 慢慢开进停车场，里面已经有满场的车辆。参观不要门票，也没有安全检查一类的手续，人们慕名来这，都是怀着对科学的极大好奇和热爱。一进科普大楼，迎面就是那几张熟悉的引力波信号图，来之前已经在物理杂志的网站上看过。在报告厅听完实验室负责人的介绍，跟着众人来到控制中心参观。这就是创造历史的地方：墙上挂满了屏幕， GPS 时钟，噪音水平显示，大地波动信号，等等。最关键的就是那个激光信号屏，两条彩色曲线，犹如细水微澜，不停地在时空里平稳荡漾。如果突然跳动几下，那就表明，一道宇宙波澜已从地球闪过 ……. 从大楼出来，绕到后面，眼前就是观测站的主角：长达四公里的超高真空激光通道。混凝土外壳有一人多高，笔直向树林远处延伸，一眼望不到边。身背后，与之成直角的是另一条通道，也是四公里长。我对这个距离印象深刻，因为在老家从我们村到镇里，就是这个距离，小时候来回不知走过多少次，中间要穿过很多田野村庄，而这里全是森林。 就是这两条长长的管道，犹如巨人张开的双臂，随时准备拥抱天外来客。当引力波扫过太空的时候，整个地球随之伸缩，犹如婴儿捏气球一样轻易！两臂长度随之变化，两束激光的路程不一样了，引起干涉强度的变化，被探测器记录。这次探测到的引力波所造成的两臂一长一短之差只有质子直径的千分之一，太细微了 ! 这技术真可谓鬼斧神工！这其中的隔震技术非常关键，任何能引起光学系统波动的因素都必须彻底消除，这就是为什么门口有牌子提醒车辆缓行。还有，比如南面墨西哥湾的海浪，公路交通，地震等等的影响。据介绍，现在即使管道两边伐木场的机械运行和大树倒下，也不会影响仪器的正常工作。 我一直看着眼前外表粗黑的混凝土管道，实在觉得不可思议。一边是以光速飞行了十几亿年的宇宙波澜，一边是为此等待的人和仪器，可以探测到小数点后面十九个零的长度变化，这是何等的人类智慧 ! 当世人在津津乐道隔空移物，隔山打牛的时候，一群人却在寂寞无人的森林里，埋头开发最尖端的现代科学技术，日复一日，年复一年，不为红尘所动，探测那即使隔着茫茫星系也能轻易移物的引力波，他们的人生是精彩的。 LIGO 负责人讲话结束的时候，屏幕上出现了科研人员的合影，讲堂里顿时响起了热烈的掌声，这是对敬业精神的掌声，也是对科学崇敬的掌声。 1. LIGO 全貌（ Google 截图） 2. 实验室负责人讲解。屏幕上的合作单位里有清华大学。 3. 参观控制中心（照片中的男子怀抱婴儿）。 4. 激光管道（向西的一臂） 5. 两条互相垂直的激光管道在控制中心交汇。 6. 站在激光管道旁边。
个人分类: 游记|3690 次阅读|0 个评论
【原理分析】：LiGO能测定黑洞（中子星）两体相互作用事件吗？
热度 1 jmluo0922 2017-11-28 13:26
实验观测两体相互作用，当物体大小和外形可以忽略，作为质点考虑时， 两体系统的描述需要6个独立的参数，或自由度 因此，对应的测量就应该有6组独立数据， 并且能分辨两个物体的位置及随时间变化。 基于上述要求， 从LIGO的原理来讲，是不能对 黑洞（或中子星）两体相互作用 进行独立测定的。 因为，不能直接分辨和精确测定13亿光年距离远， 两个黑洞（或子星）的准确位置。 因此，两台LIGO测量结果就声称， 测量到了13亿光年前的黑洞作用事件， 是不可能完成的任务， 结论缺乏科学的严谨性的。
个人分类: 杂谈|3587 次阅读|5 个评论
困惑的引力波------对“超大黑洞促进新星的合成”的联想
热度 1 dsm9393 2017-6-7 11:05
困惑的引力波 ------ 对“超大黑洞促进新星的合成” 的 联想 都世民 科学世界， 2017 年第五期，发表以下两篇短文： “ 引力波把黑洞踢出星系外 ” 最近，哈勃望远镜观测到一个正在以 750 千米 / 小时的高速 逃逸的 超大质量的黑洞 ，怀疑 引力波把黑洞踢 出了星系的中心 ，这一现象发生在 80 亿 光年 以外的 3C186 星系 。研究结果发表在， 2017 年 2 月 23 日 AstronomyAstrophysics 上。研究人员分析，把黑洞踢出 星系外能量， 相当于 1 亿颗超新星同时爆炸 ，这些能量很可能来自于所 产生的引力波 ，如果两个碰撞的黑洞质量相差较大，传播就可能在某个方向上能量更强，甚至有可能把合并后的黑洞踢出 星系外 。 而这一现象，所以能被观测，都亏了黑洞 “ 贪吃 ” 的本性，在穿越星系逃逸过程当中，黑洞开始吞噬途经的恒星，导致其与周围星系相互比较 更加明亮 。 “超大黑洞促进新星的合成” 一般情况下，超大质量的黑洞会因为 吞噬恒星 ，被看成恒星的终结。天文学家坚信，在某种情况下，也会有终结者转变为助攻手，促使新的星球合成， 2017 年 3 月 27 日，发表在 Nature 上的报告表明，已经有证据显示天文学家的推测。 使用天文学智利的甚大望远镜，天文学家首次观测到一个超大质量黑洞产生的星系风中有恒星的诞生，超大质量黑洞一般是在星系的中心，一边 吞噬 物质，一边加热周围气体向外喷流，从而产生强劲的星系风。被观测到的黑洞不仅位于星系的中心，还会与另一星系发生激烈碰撞。 观测结果表明，在如此极端的环境当中产生的恒星，比在星系盘中形成的恒星，更加明亮，绝大部分以极快速度远离星系中心。该项目的合作者 Helen Russell 博士说，如果恒星在星系中心形成，很可能渐渐减速而掉了回去，大部分恒星形成在星系风的外侧，终会飞离星系！ 笔者思考以下问题： 1. 引力波把并合后的黑洞踢 出了星系的中心。 观测结果表明，在如此极端的环境当中产生的恒星，比在星系盘中形成的恒星 更加明亮 。这光的增强是什么原因？ 2. 黑洞并合产生引力波 。 观测结果表明， LIGO 得到的是杂乱的电子信号，以此推算成能量，确认为引力波。笔者在用矢量网络分析仪，测量微波和天线阻抗时，得到的图形与 LIGO 得到的是杂乱的电子信号类似时，很难判断是噪音还是电子信号，灵敏度越高越难判断。 3. 是黑洞并合在先，引力波在黑洞并合后。并合后 的 黑洞又被引力波 踢 出了星系的中心。 黑洞并合到底发生了什么？延续的时间是多长？ LIGO 得到的时间是 0.1 秒，与天文学的观测能否吻合？ 4. 是天文学家的观测正确，还是 LIGO 的测量正确？天文学家观测到是光的明亮变化和超大黑洞促进新星的合成。 LIGO 测量得到的是杂乱的电子信号，是太阳质量的换算，谁是直接测量？谁是间接测量？应该是一目了然！ 5. LIGO 测量得到的引力波，是黑洞并合的瞬间，还是黑洞被引力波 踢 出星系 的瞬间？ 6. 科学世界的编辑，是否有意识安排这样 两篇短文，让读者思考引力波的问题，不得而知。 7. 这两篇短文，告诉了以下几个参数： 1 ） 超大质量的黑洞逃逸的速度 750 千米 / 小时； 2 ）并合后 黑洞在 星系的中心； 3 ） 80 亿 光年以外； 4 ） 3C186 星系 ； 5） 黑洞踢出 星系外能量， 相当于 1 亿颗超新星同时爆炸；能量很可能来自于所产生的引力波 ； 6 ） LIGO 三次给出的测试结果，只有 并合黑洞质量为太阳质量的倍数 、测试代码、 探测到的黑洞距离地球多少亿光年、 旋转方向、 还有就是那杂乱的电子信号 ； 引力波 的频率都没有给出来，其他属性更不可言，不知是为什么？ 8. 如果两个碰撞的黑洞质量相差较大，传播就可能在某个方向上能量更强，甚至有可能把并合后的黑洞踢出 星系外 。 这里提出一个新概念！ 一般情况下，超大质量的黑洞会因为 吞噬恒星 ，被看成恒星的终结。天文学家坚信，在某种情况下，也会有终结者转变为助攻手， 促使新的星球合成 ， 2017 年 3 月 27 日，发表在 Nature 上的报告表明，已经有证据显示天文学家的推测。 观测结果表明： a ）在如此极端的环境当中产生的恒星，比在星系盘中形成的恒星，更加明亮，绝大部分以极快速度远离星系中心。 b ）如果恒星在星系中心形成，很可能渐渐减速而掉了回去，大部分恒星形成在星系风的外侧，终会飞离星系！ 9. 引力波的测量，应该有天文观测同时进行，这样的测量才是可靠的。 LIGO 的测量是令人怀疑的，是缺少足够的证据。 LIGO （ Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory, 激光干涉仪引力波天文台）和 Virgo （室女引力波探测器）科学组织联合，先后公开宣布了 3 次探测到的引力波事件 ， 需要不需要其他检测方式，来验证引力波的存在 ? 是值得探讨的 ！ 10. LIGO 第三次探测到引力波新闻发布会，为什么神秘 ? 官方新闻媒体为什么没有报道？ 11. 测量引力波现在可能有的几种方式？ 太空探测 （中国）； 地面探测 （美国 LIGO （ Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory, 激光干涉仪 ）； 地下探测 （日本）。 对于全球的大事件， 需要不需要其他检测方式 ，例如，微波探测、光探测、 天文 探测等多种方式共同验证，是令人关注的！
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LIGO 3次探测的两个黑洞合并产生的都只能是光波
可变系时空多线矢主人 2017-6-4 02:11
LIGO 3 次探测的两个黑洞合并产生的都只能是光波 美国《洛杉矶时报》网站 6 月 1 日发表了阿明娜·汗的题为《 LIGO 探测到的黑洞碰撞证实了爱因斯坦相对论的另一部分》的报道。 激光干涉仪引力波观测台（ LIGO ）的科学家日前探测到距地球 30 亿光年的两个黑洞发生灾难性碰撞所发出的信号。 相关论文已被美国《物理学评论通讯》周刊接收。这一发现使人们更加相信，引力波天文学——它是一种观测宇宙中某些威力最强事件的全新方法——将被普遍接受。 本博主已有多篇博文，例如： “建议取消探测引力波项目” 本文在 链接地址： http://blog.sciencenet.cn/blog-226-980598.html “引力波有关错误的彻底纠正” 本文在 链接地址： http://blog.sciencenet.cn/blog-226-993429.html 已具体指出： 由于非惯性 ( 有相互作用力 ) 牵引运动系有时空弯曲特性，欧基里得平直时空的闵可夫斯基矢量已不适用于时空各点。 爱因斯坦就不得不放弃矢量，采用曲线坐标直接表达时空各点的位置，并找到数学中已发展了的黎曼空间微分几何、张量运算作为工具，利用黎曼时空“度规张量”的各“元”作为参量，类比由库伦 (Coulomb) 静电定律转变到马克斯威尔 (Maxwell) 方程组的变换规律，建立相应的引力场方程，而创建了广义相对论。 用以处理一些按牛顿理论与实测结果显著偏离而长期未能解决的 ( 例如；水星近日点的进动 ) ；或者分别按两种理论，其结果有显著差异，且可提出实测检验、比较的，精细天体运动引力问题 ( 例如；光子在引力作用下频率的红移和运动方向的偏折 ) 。 对于这些引力问题，后经实测检验，都表明：如果不计及时空的弯曲特性，都不能正确求得大时空范围内非惯性牵引运动系的运动规律。 以上 3 项实测检验就成为广义相对论的 3 大验证。 爱因斯坦也曾经由如此得到的引力“场方程” 得出过“存在引力波”的预言。 但是，不久就指出：“…，引力波并不存在，尽管在初级近似下它们的存在曾被认为是确定无疑的。这表明非线性的广义相对论波动场方程可以告诉我们更多东西，或者更确切地说，对我们的限制远多于我们迄今为止所相信的。”。 然而，由于相对论存在未能区分各种力的不同多线矢的不同特性的严重不足，并未能正确分析到原“场方程”是：放弃矢量，类比由库伦 (Coulomb) 静电定律转变到马克斯威尔 (Maxwell) 方程组的变换规律，而导出 的“非线性的广义相对论波动场方程”而混进了实为电磁力产生的“更多东西”。 而在 1936 年 10 月普林斯顿高等研究院为爱因斯坦安排的一个学术报告会演讲结束时，却无可奈何地总结道：“如果你们问我引力波是否存在，我必须回答：我不知道。但这是一个极为有趣的问题。”，既不能肯定，也并未否定，他“引力波并不存在”的观点。 因此，以致许多科学家，仍然以为引力波的存在是确定无疑的。 实际上，按可变系时空多线矢的具体分析：由库伦 (Coulomb) 静电定律转变到马克斯威尔 (Maxwell) 方程组的变换规律，是：由 3 维空间静电力 1 线矢转变到电磁力 6 维时空 2 线矢各分量的结果，但是， 1 线矢的引力却并无这样的转换。因而，引力并不能像电磁力，按爱因斯坦场方程，得出电磁波，那样地，得出引力波。 因为， 6 维时空电磁力 2 线矢做功能形成带电粒子在其间跃迁的不同能级，形成电磁辐射波，并放出光子，大量光子时空相宇的统计，就形成光波。 12 维时空强力和弱力 22,1 线矢不含时分量做功得到的动能 = 含时分量减少的结合能 ( 静止质量乘 c^2) ，能量总和守恒。 在强力作用下形成激发态新粒子，经一定的驰豫时间后，在弱力作用下，转变为非激发态，而放出光子。大量光子在时空相宇统计就表现为光波。 粒子演变前后，粒子结合能总和的差值 = 释放光子的动能。大量光子时空相宇的统计，就形成光波。 而且，任何“时空多线矢力”，都是相互作用的粒子间距离的函数，当粒子间距离的变化不大，即相应的力不大时，除引力外的其它各种力，就都有，粒子间相互作用力与粒子间距离成正比的弹性力方程。它们各分量的解，都是其相应的谐振子，相应的粒子就都集体表现出波的特性。 但是，粒子的引力运动方程，却是： a=km/r(3)^2 ，由其相应矢量方程的相应初始和边界矢量条件， v(3)0 、 r(3)0 ，积分，就只能解得：其各维运动轨迹为：圆锥曲线 ( 椭圆、双曲线的一支、抛物线 ) ，或其特例 ( 圆、直线 ) 。而不可能同时有不同的能态。 因此，除引力外，所有的力都可以有前述的各种方式，形成或产生波。 而只有引力，不可能同时形成不同的能态，因而，不能形成和产生任何波。 ＬＩＧＯ及其合作者却是根据，他们计算设想的各种可能模式发出的所谓“引力波”波形（但也都未说明，他们的那些模式，为什么能形成“引力波”），发现仪器探测到的波形，有 0.5 毫秒（ ms ）的一段，很像他们所设想“双黑洞融合模型”计算出来的波形，就宣称：那是 13 亿年前，两个黑洞合并而产生的引力波信号。 无论他们根据什么模型、模式设计，由爱因斯坦按非惯性牵引运动有时空弯曲特性，放弃矢量，导出的非线性的广义相对论场方程，计算出的所谓“引力波”， 由上述分析，可见：就只能是由电磁力混进的“更多东西”。 两个黑洞主要是在引力作用下互相绕着转动，像地球绕着太阳、月亮绕着地球，转动一样，并不形成或产生什么“波”。 因其内部局部的高温、高压状态产生的粒子经黑洞的引力减弱后逃出其视界，有些辐射，而彼此相互吸引、靠拢，产生热能的非弹性激烈碰撞、融合，也根本不可能形成、产生，任何波。 13 亿年前的那两个分别为 29 倍太阳质量与 36 倍太阳质量的黑洞，碰撞、融合，释放了 3 个太阳质量的能量成为一个 62 倍太阳质量的黑洞，这丢失的质量，按相对论，就只能是：其中的各基本粒子相互作用反应、演变，前后，其静止质量乘 c^2 的差值，所释放的大量光子，时空统计形成的“光波”。 这就必须考虑到碰撞过程中各种基本粒子演变可能产生的各种光子的所有频率，怎么可能仅在 0.5 毫秒（ ms ）的一段波形就能判定它是两个黑洞合并所形成的波形？ 特别是， 13 亿年前传来的各光波频率，都有显著的各自不同的红移变化，而且，都不能按现在所使用的仅适用于惯性牵引运动的多普勒公式，他们又是如何能解决其变化后的波形？ 他们探测到的波形，怎么就会是： 13 亿年前，两个黑洞合并而产生的“引力波”的波形？ 仅由这几点，就足以判定：他们的观测结果，既根本不可能是引力波，甚至，也不可能是 13 亿年前，两个黑洞合并而必然产生的光波。 因此，建议将此转交有关探测引力波项目单位，及其批准领导，取消该项并不存在的东西的探测，以免浪费宝贵的科研经费、资源和人力。 现在，ＬＩＧＯ已宣布探测到 3 次两个黑洞合并产生的“引力波”，分别是： 次 亿年前 黑洞 1 黑洞 2 合并后 转变成光 ( 太阳质量 )( 太阳质量 )( 太阳质量 )( 太阳质量 ) 1 13 29 36 62 3 2 14 14 8 21 1 3 30 31.2 19.4 49 1.6 但是，第 2 和 3 次都没有给出它们的波形与理论计算的比对， 可见，ＬＩＧＯ已不得不承认他们按根据模型、模式设计，由爱因斯坦按非惯性牵引运动有时空弯曲特性，放弃矢量，导出的非线性的广义相对论场方程，计算出的所谓“引力波”波形，判定所探测到的是引力波是完全错误的。 而按以上的具体分析，就可以判定： ＬＩＧＯ这 3 次所探测到的都不可能是所谓“引力波”，而都只能是：各自的两个黑洞合并产生的光波。
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引力波真的测量到了吗？
热度 5 dsm9393 2017-6-2 15:53
引力波真的测量到了吗？ 都世民 最近，微信流传 : 引力波漫漫其修远兮，第三次神秘发布会说了啥？ 出品：科普中国 制作：黑洞来客 苟利军 黄月 监制：中国科学院计算机网络信息中心 链接 : http://www.7guzhen.com/769fitc620170601c6n495330753.html 在百度网可以查询，笔者有以下疑问 : 1. LIGO （ Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory, 激光干涉仪引力波天文台）和 Virgo （室女引力波探测器）科学组织联合，先后公开宣布了两次探测到的引力波事件可信吗？需要不需要其他检测方式，来验证引力波的存在 ? 1） 并合黑洞质量分别为太阳质量的 62倍 ； 探测到的黑洞距离地球 13亿光年 201602， 编号为 GW150914 。 2） 并合黑洞质量分别为太阳质量的 21倍 ； 探测到的黑洞距离地球 1 4 亿光年 201606， 编号为 GW151226 。 3） 并合后的黑洞质量约为太阳质量的 49倍 ； 探测到的黑洞距离地球 3 0 亿光年 20170104， 编号为 GW170104 。 2. LIGO 第三次探测到引力波新闻发布会，为什么神秘 ? 官方新闻媒体为什么没有报道？ 黑洞合并的一瞬间，以引力波的形式 释放出了近 2个太阳质量的能量，那一刻所产生的能量要比 整个宇宙中所有恒星释放出来的能量之和多几十倍。这次气势恢弘的黑洞合并被 LIGO在两个不同地方的探测器（分别位于Hanford和Livingston）同时观测到了，Hanford早探测到了3毫秒。整个信号过程只持续了短短的 0.1秒 。 单纯从理论的角度计算，宇宙中很难产生高于 20个太阳质量的黑洞。即便是从观测角度看，我们在电磁波段看到的最大质量黑洞也只有15个太阳质量，所以人们通常认为， 更高质量黑洞在宇宙中是不存在的。 现在对黑洞质量的叙述，数值合理不合理 ？这时间 0.1 秒，有没有问题？不同的星球系统，这时间的定义应该怎样考虑？ 引力波的定位还是很差，毕竟几百平方度的范围之内包含着多达几十万个星系 ，位置不确定，速度有可能不是光速，这时间又怎么能确定？ 3. 测量引力波现在可能有的几种方式？ 太空探测，激光干涉仪，射电望远镜 . 4. 验证引力波的存在，可能通过什么参数？什么样的视角？共同验证 . 1) 引力波的辐射源 ! 既然是波，能否不用天线直接测量 ? 2) 黑洞的所在位置 : 距离，方位， 看不到黑洞合并所在的星团，甚至连引力波所在的星系都没看到。 怎么能证明是黑洞造成的呢？ 3 ）黑洞的形成原理，质量 , 旋转 , 合并的时间， 4 ）电磁波辐射， 5 ）光波 的探测 . 还有没有新的概念提出？令人关注！
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aLIGO第三次宣布直接观测到引力波|LIGO合作组专家成员深度点评
热度 1 hxiuzhou 2017-6-2 11:50
北京时间 2017 年 5 月 31 日深夜 , LIGO 和 Virgo 科学合作组织举行了一次内部媒体发布会 , 确认了第三次引力波事件。 LIGO 发言人麻省理工学院教授大卫 • 舒梅克首先宣布 aLIGO 发现了来自两个黑洞并合的新引力波事件 GW170104 , 以及本次新发现引力波事件的基本特征。为此 , 我们特邀 LIGO 科学合作组清华团队成员李瑾副教授和范锡龙副教授进行了点评 , 李瑾副教授还对 LIGO 的新闻发布原稿进行了翻译。关于 GW170104, 请见官方主页: http://www.ligo.org/detections/GW170104.php . 自 aLIGO (advanced LIGO) 于 2015 年首次直接探测到双黑洞并合的引力波事件 GW150914 之后 , 紧接着于同年的 12 月又一次探测到新的双黑洞引力波事件 GW151226 。这两次探测共同验证了广义相对论预言引力波存在的正确性 , 并证实了宇宙中的确存在能在宇宙学年龄内并合的双黑洞系统。此次探测到的引力波事件 GW170104 是继前两次探测之后 , aLIGO 又经过改进后探测到的不同质量的双黑洞并合事件 , 相关的结果发表在近期的 Physical Review Letter 期刊上 。此次探测不仅为已观测到的双黑洞 “ 家族 “ 增添了新的成员 , 还拓展了人类观测宇宙的范围 ( 此次引力波源相距地球 30 亿光年 ) 。 与前两次探测相比 , 本次探测具有更深远的物理意义。主要表现在以下几方面 : 本次观测是从 aLIGO 经新一轮性能提升后采集的数据 ( 官方称为 O2 轮数据 ) 中发现了该引力波信号。位于华盛顿州 Hanford 和路易斯安娜州 Livingston 的两台探测器在 2017 年 1 月 4 日同时记录到了这一信号。由于此次的数据质量较好 , 系统灵敏度更高 , 因此在 O2 轮数据开始运行不久就捕获到了来自如此遥远距离的引力波信号。 图 1 aLIGO 第二轮数据采集时间表。图片版权 : LIGO 科学合作团队 第一次观测到双黑洞自旋正方向可以与相互旋转轨道的角动量方向不一致。这一结果可以用来区分双黑洞的起源模型。从此次观测结果来看 , 双黑洞很可能形成于致密的恒星簇中。另外 , 广义相对论预言黑洞自旋会对波形演化产生至关重要的影响。因此 , 通过观测引力波波形进一步对黑洞自旋进行限制将有助于我们理解和检验广义相对论的动力学预言。 图 2 黑洞自旋与双黑洞轨道角动量示意图。图片版权 : LIGO 科学合作团队 图 3 双黑洞环绕、自旋、轨道进动与引力波辐射。图片版权 : LIGO 科学合作团队 根据广义相对论预言 , 引力波不存在色散现象。由于 GW170104 从较远的双黑洞系统传播到地球 , 这将更利于我们测试引力波是否存在色散。结合前两次探测到的引力波 , 这次对色散因子的上限给出了更严格的限制。目前的结果与广义相对论预言的零色散非常吻合。 引力波科学合作组织 仍在不断拓展其探测网络 , 同时继续进行着系统升级 。 相信在不久的将来人类能探测到更多的引力波信号。这不仅为验证广义相对论提供更多的实例 , 还将大大提高人类对宇宙的复合观测能力。 我们期待在 aLIGO 公布的 6 个触发信号中发现更多有趣的问题。 参考文献   B. Abbott, et al. (LIGOScientific Collaboration and Virgo Collaboration), GW170104: Observation of a50-Solar-Mass Binary Black Hole Coalescence at Redshift 0.2, Phys. Rev. Lett. 118,221101 (2017) https://doi.org/10.1103/PhysRevLett.118.221101     http://www.ligo.org       李瑾 , 重庆大学物理学院副教授 ( 硕士生导师 ), 中国引力与相对论天体物理学会会员、 LIGO 科学合作组清华团队成员。 2008 年－ 2010 年期间在 LIGO 科学团队 Ringdown 小组中从事数据分析工作 , 2010 年获得博士学位。曾获得中国国家自然科学基金资助。目前的主要研究领域有 : 引力波探测的数据处理、黑洞引力扰动下的引力似正规模辐射。 范锡龙 , 物理学博士。湖北第二师范学院副教授 , LIGO 科学合作组清华团队成员。曾获得中国国家自然科学基金资助。主要研究领域 : 引力波天文学 , 引力波数据处理。 新闻发布会文字版 ( 中英对照 ): LIGO Detects Gravitational Waves for Third Time Results confirm new population of black holes LIGO 第三次直接探测到引力波 这一结果为新的恒星级黑洞的存在提供有力的证据 https://www.ligo.caltech.edu/page/press-release-gw170104 The Laser Interferometer Gravitational-wave Observatory (LIGO) has made a third detection of gravitational waves, ripples in space and time, demonstrating that a new window in astronomy has been firmly opened. As was the case with the first two detections, the waves were generated when two black holes collided to form a larger black hole. 激光干涉引力波天文台第三次成功捕捉到宇宙时空的涟漪－引力波。这项成果将全面开启人类认识宇宙的新窗口。与前两次探测到的引力波信号 (GW150914、GW151226) 类似 , 本次信号来自于双黑洞系统融合为更大质量黑洞过程中释放的引力波。 The newfound black hole, formed by the merger, has a mass about 49 times that of our sun. This fills in a gap between the masses of the two merged black holes detected previously by LIGO, with solar masses of 62 (first detection) and 21 (second detection). 本次观测对应的双黑洞并合组成的新型黑洞质量约为太阳的 49 倍。这刚好介于 LIGO 前两次观测到的双黑洞系统的质量 , 其中第一次观测对应的双黑洞系统质量为太阳质量为 62 倍 , 第二次为太阳质量的 21 倍。 We have further confirmation of the existence of stellar-mass black holes that are larger than 20 solar masses—these are objects we didn't know existed before LIGO detected them, says MIT's David Shoemaker, the newly elected spokesperson for the LIGO Scientific Collaboration (LSC), a body of more than 1,000 international scientists who perform LIGO research together with the European-based Virgo Collaboration. It is remarkable that humans can put together a story, and test it, for such strange and extreme events that took place billions of years ago and billions of light-years distant from us. The entire LIGO and Virgo scientific collaborations worked to put all these pieces together. 作为 LIGO 科学合作组新当选的发言人 , 麻省理工学院的 David Shoemaker 教授谈到 : “ 我们已经进一步证实了质量大于 20 个太阳质量的黑洞的存在 , 这是在 LIGO 观测到相应引力波信号之前我们所不能确定的事情。 ”LIGO 科学合作组是一个拥有一千多名来自世界各国科学家组成的科学合作研究机构 , 他们与欧洲的 Virgo 科学合作组一起进行引力波的联合探测。 The new detection occurred during LIGO's current observing run, which began November 30, 2016, and will continue through the summer. LIGO is an international collaboration with members around the globe. Its observations are carried out by twin detectors—one in Hanford, Washington, and the other in Livingston, Louisiana—operated by Caltech and MIT with funding from the National Science Foundation (NSF). 本次观测到的引力波发生在 LIGO 现阶段观测运行期间 , 该运行从 2016 年 11 月 30 日开始一直采集数据到 2017 年夏季结束。涉及到的两架结构完全相同的探测器位于华盛顿州的 Hanford 和路易斯安娜州的 Livingston, 这两架探测器都由美国自然科学基金 (NSF) 资助。 LIGO made the first-ever direct observation of gravitational waves in September 2015 during its first observing run since undergoing major upgrades in a program called Advanced LIGO. The second detection was made in December 2015. The third detection, called GW170104 and made on January 4, 2017, is described in a new paper accepted for publication in the journal Physical Review Letters. 经过主体升级后的 LIGO 称为高新 LIGO, 即第二代激光干涉引力波天文台。在 Advanced LIGO 在开始第一轮数据观测期间 , 就第一次成功捕捉到了来自于双黑洞系统融合过程释放的引力波信号 , 该信号被观测到的时间为 2015 年 9 月。紧接着在同年 12 月 , 它第二次检测到了另一双黑洞源释放的引力波信号。第三次于今年 1 月 4 日观测到 , 命名为 GW170104 。针对这一结果 , LIGO 科学合作小组 (LSC) 共同撰写了一篇论文 , 在 Physical Review Letters 期刊上发表。 In all three cases, each of the twin detectors of LIGO detected gravitational waves from the tremendously energetic mergers of black hole pairs. These are collisions that produce more power than is radiated as light by all the stars and galaxies in the universe at any given time. The recent detection appears to be the farthest yet, with the black holes located about 3 billion light-years away. (The black holes in the first and second detections are located 1.3 and 1.4 billion light-years away, respectively.) 在这三次探测中 , LIGO 的每一个探测器都能直接观测从双黑洞融合瞬间释放的引力波。这种引力辐射比宇宙中所有发光星体以及星系在相同时间内的光辐射还要强。最近这次观测到的双黑洞系统所处的位置最远 , 它距离地球约 30 亿光年 ( 第一次和第二次观测到的黑洞距离地球分别为 13 和 14 亿光年 ) 。 The newest observation also provides clues about the directions in which the black holes are spinning. As pairs of black holes spiral around each other, they also spin on their own axes—like a pair of ice skaters spinning individually while also circling around each other. Sometimes black holes spin in the same overall orbital direction as the pair is moving—what astronomers refer to as aligned spins—and sometimes they spin in the opposite direction of the orbital motion. What's more, black holes can also be tilted away from the orbital plane. Essentially, black holes can spin in any direction. 最新的观测结果进一步给出了与双黑洞相互旋转以及自旋方向有关的参数。由于双黑洞系统中的两成员彼此旋转 , 同时它们具有自旋 , 这如同一对在冰上各自旋转又绕着彼此旋转的滑冰运动员。双黑洞系统中单个黑洞的自旋方向有时与两者相互旋转轨道的旋转方向一致 —— 天文学家称之为平行自旋 , 有时它们的自旋与轨道旋转方向相反 —— 这被称为反平行自旋。此外 , 黑洞自旋平面也可以与轨道平面倾斜。一般而言 , 黑洞可以在任何方向上自旋。 The new LIGO data cannot determine if the recently observed black holes were tilted but they imply that at least one of the black holes may have been non-aligned compared to the overall orbital motion. More observations with LIGO are needed to say anything definitive about the spins of binary black holes, but these early data offer clues about how these pairs may form. 新的 LIGO 数据无法确定最近观测到的双黑洞的自旋正方向是否倾斜 , 但是它们可以显示出与相互旋转轨道运动方向是否一致或相反 , 并且能提供如何形成这一现象的依据。要想更加明确地给出双黑洞自旋的任何信息需要更多的被 LIGO 观测到的双黑洞引力波事件 , 但这些早期的数据可以为寻求双黑洞形成机制提供线索。 This is the first time that we have evidence that the black holes may not be aligned, giving us just a tiny hint that binary black holes may form in dense stellar clusters, says Bangalore Sathyaprakash of Penn State and Cardiff University, one of the editors of the new paper, which is authored by the entire LSC and Virgo Collaborations. 作为该论文的主要作者之一的宾夕法尼亚州立大学和加迪夫大学的教授 Bangalore Sathyaprakash 说 : “ 这是我们第一次有证据表明黑洞可能为反向旋转型 , 这给我们一个暗示 , 双黑洞系统可能在密集的恒星簇中形成。 ” There are two primary models to explain how binary pairs of black holes can be formed. The first model proposes that the black holes are born together: they form when each star in a pair of stars explodes, and then, because the original stars were spinning in alignment, the black holes likely remain aligned. 目前 , 对于双黑洞的形成有两个主流的模型来解释。在第一个模型中 , 处于稠密恒星簇中的黑洞在其生命后期会逐渐聚集到一起。当它们陷入星簇中心后就形成了双黑洞系统。在这种情况下 , 黑洞的自旋可以在任何方向。 In the other model, the black holes come together later in life within crowded stellar clusters. The black holes pair up after they sink to the center of a star cluster. In this scenario, the black holes can spin in any direction relative to their orbital motion. Because LIGO sees some evidence that the GW170104 blackholes are non-aligned, the data slightly favor this dense stellar cluster theory. 另一种模型预言双黑洞是同时诞生的 : 它们形成于双星系统塌缩 , 由于最初的双星具有同向自旋 , 因此产生的双黑洞系统应该也具有同向自旋特征。从 LIGO 最新一次的探测结果来看 , GW170104 引力波信号反映出相应的双黑洞系统具有反向自旋。这样 , 貌似前一种模型 ( 致密恒星簇模型 ) 与实验更相符。 We're starting to gather real statistics on binary black hole systems, says Keita Kawabe of Caltech, also an editor of the paper, who is based at the LIGO Hanford Observatory. That's interesting because some models of black hole binary formation are somewhat favored over the others even now and, in the future, we can further narrow this down. 该论文的另一位作者 , 加州理工学院的资深科学家 Keita Kawabe 谈到 “ 最近我们开始收集关于双黑洞系统的真实统计数据。这很有趣 , 因为目前有一些双黑洞系统的形成过程更倾向于另一些理论模型。通过类似的引力波观测 , 将来我们可以进一步筛选出合理的理论模型。 The study also once again puts Albert Einstein's theories to the test. For example, the researchers looked for an effect called dispersion, which occurs when light waves in a physical medium such as glass travel at different speeds depending on their wavelength; this is how a prism creates a rainbow. Einstein's general theory of relativity forbids dispersion from happening in gravitational waves as they propagate from their source to Earth. LIGO did not find evidence for this effect. 这项研究能再次通过实验来验证爱因斯坦的一些理论。 例如 , 研究人员企图寻找一种称为色散的物理效应 , 当自然光进入某种物理介质如玻璃后 , 不同波长的光波以不同的速度在介质中传播就会产生色散效应。这就是棱镜将白光分成彩虹色的过程。 爱因斯坦在广义相对论中预言 , 当引力波从波源传播到地球时不会产生类似的色散现象。目前 , LIGO 的确没有发现引力波有色散效应的证据。 It looks like Einstein was right—even for this new event, which is about two times farther away than our first detection, says Laura Cadonati of Georgia Tech and the Deputy Spokesperson of the LSC. We can see no deviation from the predictions of general relativity, and this greater distance helps us to make that statement with more confidence. Shoemaker 说 : “ 对于这个新的黑洞事件 , 它的发生地点比我们第一次探测到的波源要远两倍。我们仍然没有找到偏离广义相对论的结果 , 更大的距离使我们能够更有信心地认为爱因斯坦的理论看来是正确的。 ” “The LIGO instruments have reached impressive sensitivities,” notes Jo van den Brand, the Virgo Collaboration spokesperson, a physicist at the Dutch National Institute for Subatomic Physics (Nikhef) and professor at VU University in Amsterdam. We expect that by this summer Virgo, the European interferometer, will expand the network of detectors, helping us to better localize the signals.” 荷兰国家亚原子物理研究所 (Nikhef) 的物理学家 , 阿姆斯特丹 VU 大学的教授 , Virgo 团队发言人 Jo van den Brand 表示 : “LIGO 探测器的灵敏度已经达到惊人的程度。我们预计到今年夏天 , Virgo, 欧洲激光干涉仪 , 将扩大联合探测网络 , 帮助我们更好地对信号进行定位。 The LIGO-Virgo team is continuing to search the latest LIGO data for signs of space-time ripples from the far reaches of the cosmos. They are also working on technical upgrades for LIGO's next run, scheduled to begin in late 2018, during which the detectors' sensitivity will be improved. LIGO-Virgo 科学家们将继续从最新的 LIGO 数据中搜索宇宙中更遥远地方传来的引力波信号。 同时 , 他们将于 2018 年年底开始为 LIGO 的下一次运行进行技术升级 , 届时探测器的灵敏度将得到进一步提高。 With the third confirmed detection of gravitational waves from the collision of two black holes, LIGO is establishing itself as a powerful observatory for revealing the dark side of the universe, says David Reitze of Caltech, executive director of the LIGO Laboratory. While LIGO is uniquely suited to observing these types of events, we hope to see other types of astrophysical events soon, such as the violent collision of two neutron stars. LIGO 天文台负责人 David Reitze 说 : “ 通过第三次明确探测到由两个黑洞碰撞产生的引力波 , LIGO 逐步建立起探索宇宙黑暗区域的强大观测能力。虽然 LIGO 对观测双黑洞碰撞产生引力波这类事件比较敏感 , 但我们仍希望将来它能观测到其他类型的天体物理事件 , 例如两个中子星的碰撞。 ” LIGO is funded by the National Science Foundation (NSF), and operated by MIT and Caltech, which conceived and built the project. Financial support for the Advanced LIGO project was led by NSF with Germany (Max Planck Society), the U.K. (Science and Technology Facilities Council) and Australia (Australian Research Council) making significant commitments and contributions to the project. Morethan 1,000 scientists from around the world participate in the effort through the LIGO Scientific Collaboration, which includes the GEO Collaboration. LIGO partners with the Virgo Collaboration, a consortium including 280 additional scientists throughout Europe supported by the Centre National de la Recherche Scientifique (CNRS), the Istituto Nazionale di Fisica Nucleare (INFN), and Nikhef, as wellas Virgo’s host institution, the European Gravitational Observatory. Additional partners are listed at: http://ligo.org/partners.php . LIGO 由 NSF 资助 , 由加州理工学院和麻省理工学院经营、负责构建和建造该项目。来自世界各地的 1000 多名科学家通过 LIGO 科学合作组参与该项目具体工作 , 包括 GEO 。 LIGO 与 Virgo 合作 , 将另外的 280 位欧洲科学家联合起来 , 得到了包括欧洲国家科学中心 (CNRS), 国际自然科学基金委员会 (INFN) 和 Virgo 主体机构及欧洲重力观测站的资助。其他合作伙伴参见 : http://ligo.org/partners.php 。 相关阅读： 《中国科学》出版引力波天文学英文学术专题 最新学术类解读引力波直接探测事件的论文 LIGO负责人David Reitze教授在SCPMA发表引力波综述文章 订阅《中国科学: 物理学 力学 天文学》微信公众号 , 手机同步关注最新热点文章、新闻、科技资讯 , 请添加微信号 SCPMA2014 或扫描下方图片关注.
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国际性合作的结晶：LIGO第三次观测到引力波
热度 1 zhpd55 2017-6-2 11:47
国际性合作的结晶： LIGO 第三次观测到引力波 诸平 据麻省理工学院（ Massachusetts Institute of Technology ） 2017 年 6 月 1 日提供的消息， 激光干涉引力波天文台（ LIGO ） 国际性 科学家 研究 团队 ， 2017 年 6 月 2 日在《 物理评论快报 》 （ Physical Review Letters ） 网站 发 表 文章 ， 声称 他们第三次探测到了引力波。此次探测结果不仅再次验证了广义相对论，也为了解双黑洞系统的成因提供了线索。 参与此项研究的是多国科学家合作的结晶，其中包括中国清华大学的科学家，既有北京清华大学的研究者，也有台湾新竹清华大学的研究者。仅合作单位就要 170 余家，合作科学家人数众多，非常罕见。但是，对于如此庞大的国际性合作研究团队的研究成果，也有不同的看法，详见 “吴中祥老师的博文： LIGO 3 次探测的两个黑洞合并产生的都只能是光波 ”。将 《 物理评论快报 》发表论文的 部分合作单位翻译如下 ，仅供参考，更多信息请注意浏览原文（ 点击论文标题可以免费下载原文 ）： B. P. Abbott, R. Abbott, T. D. Abbott, F. Acernese, K. Ackley, C. Adams, T. Adams, P. Addesso, R. X. Adhikari, et al . GW170104: Observation of a 50-Solar-Mass Binary Black Hole Coalescence at Redshift 0.2 （ 点击论文标题可以免费下载原文 ） . Phys. Rev. Lett. 118, 221101 – Published 1 June 2017 . DOI: https://doi.org/10.1103/PhysRevLett.118.221101 ABSTRACT We describe the observation of GW170104, a gravitational-wave signal produced by the coalescence of a pair of stellar-mass black holes. The signal was measured on January 4, 2017 at 10∶11:58.6 UTC by the twin advanced detectors of the Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory during their second observing run, with a network signal-to-noise ratio of 13 and a false alarm rate less than 1 in 70 000 years. The inferred component black hole masses are 31. 2 + 8.4 − 6.0 M ⊙ and 19. 4 + 5.3 − 5.9 M ⊙ (at the 90% credible level). The black hole spins are best constrained through measurement of the effective inspiral spin parameter, a mass-weighted combination of the spin components perpendicular to the orbital plane, χ eff = − 0.1 2 + 0.21 − 0.30 . This result implies that spin configurations with both component spins positively aligned with the orbital angular momentum are disfavored. The source luminosity distance is 88 0 + 450 − 390     Mpc corresponding to a redshift of z = 0.1 8 + 0.08 − 0.07 . We constrain the magnitude of modifications to the gravitational-wave dispersion relation and perform null tests of general relativity. Assuming that gravitons are dispersed in vacuum like massive particles, we bound the graviton mass to m g ≤ 7.7 × 10 − 23     eV / c 2 . In all cases, we find that GW170104 is consistent with general relativity. Received 9 May 2017 DOI: https://doi.org/10.1103/PhysRevLett.118.221101 庞大的科研团队： B. P. Abbott 1 , R. Abbott 1 , T. D. Abbott 2 , F. Acernese 3,4 , K. Ackley 5 , C. Adams 6 , T. Adams 7 , P. Addesso 8 , R. X. Adhikari 1 , V. B. Adya 9 , C. Affeldt 9 , M. Afrough 10 , B. Agarwal 11 , M. Agathos 12 , K. Agatsuma 13 , N. Aggarwal 14 , O. D. Aguiar 15 , L. Aiello 16,17 , A. Ain 18 , P. Ajith 19 , B. Allen 9,20,21 , G. Allen 11 , A. Allocca 22,23 , P. A. Altin 24 , A. Amato 25 , A. Ananyeva 1 , S. B. Anderson 1 , W. G. Anderson 20 , S. Antier 26 , S. Appert 1 , K. Arai 1 , M. C. Araya 1 , J. S. Areeda 27 , N. Arnaud 26,28 , K. G. Arun 29 , S. Ascenzi 30,17 , G. Ashton 9 , M. Ast 31 , S. M. Aston 6 , P. Astone 32 , P. Aufmuth 21 , C. Aulbert 9 , K. AultONeal 33 , A. Avila-Alvarez 27 , S. Babak 34 , P. Bacon 35 , M. K. M. Bader 13 , S. Bae 36 , P. T. Baker 37,38 , F. Baldaccini 39,40 , G. Ballardin 28 , S. W. Ballmer 41 , S. Banagiri 42 , J. C. Barayoga 1 , S. E. Barclay 43 , B. C. Barish 1 , D. Barker 44 , F. Barone 3,4 , B. Barr 43 , L. Barsotti 14 , M. Barsuglia 35 , D. Barta 45 , J. Bartlett 44 , I. Bartos 46 , R. Bassiri 47 , A. Basti 22,23 , J. C. Batch 44 , C. Baune 9 , M. Bawaj 48,40 , M. Bazzan 49,50 , B. Bécsy 51 , C. Beer 9 , M. Bejger 52 , I. Belahcene 26 , A. S. Bell 43 , B. K. Berger 1 , G. Bergmann 9 , C. P. L. Berry 53 , D. Bersanetti 54,55 , A. Bertolini 13 , J. Betzwieser 6 , S. Bhagwat 41 , R. Bhandare 56 , I. A. Bilenko 57 , G. Billingsley 1 , C. R. Billman 5 , J. Birch 6 , R. Birney 58 , O. Birnholtz 9 , S. Biscans 14 , A. Bisht 21 , M. Bitossi 28,23 , C. Biwer 41 , M. A. Bizouard 26 , J. K. Blackburn 1 , J. Blackman 59 , C. D. Blair 60 , D. G. Blair 60 , R. M. Blair 44 , S. Bloemen 61 , O. Bock 9 , N. Bode 9 , M. Boer 62 , G. Bogaert 62 , A. Bohe 34 , F. Bondu 63 , R. Bonnand 7 , B. A. Boom 13 , R. Bork 1 , V. Boschi 22,23 , S. Bose 64,18 , Y. Bouffanais 35 , A. Bozzi 28 , C. Bradaschia 23 , P. R. Brady 20 , V. B. Braginsky 57,* , M. Branchesi 65,66 , J. E. Brau 67 , T. Briant 68 , A. Brillet 62 , M. Brinkmann 9 , V. Brisson 26 , P. Brockill 20 , J. E. Broida 69 , A. F. Brooks 1 , D. A. Brown 41 , D. D. Brown 53 , N. M. Brown 14 , S. Brunett 1 , C. C. Buchanan 2 , A. Buikema 14 , T. Bulik 70 , H. J. Bulten 71,13 , A. Buonanno 34,72 , D. Buskulic 7 , C. Buy 35 , R. L. Byer 47 , M. Cabero 9 , L. Cadonati 73 , G. Cagnoli 25,74 , C. Cahillane 1 , J. Calderón Bustillo 73 , T. A. Callister 1 , E. Calloni 75,4 , J. B. Camp 76 , M. Canepa 54,55 , P. Canizares 61 , K. C. Cannon 77 , H. Cao 78 , J. Cao 79 , C. D. Capano 9 , E. Capocasa 35 , F. Carbognani 28 , S. Caride 80 , M. F. Carney 81 , J. Casanueva Diaz 26 , C. Casentini 30,17 , S. Caudill 20 , M. Cavaglià 10 , F. Cavalier 26 , R. Cavalieri 28 , G. Cella 23 , C. B. Cepeda 1 , L. Cerboni Baiardi 65,66 , G. Cerretani 22,23 , E. Cesarini 30,17 , S. J. Chamberlin 82 , M. Chan 43 , S. Chao 83 , P. Charlton 84 , E. Chassande-Mottin 35 , D. Chatterjee 20 , K. Chatziioannou 85 , B. D. Cheeseboro 37,38 , H. Y. Chen 86 , Y. Chen 59 , H.-P. Cheng 5 , A. Chincarini 55 , A. Chiummo 28 , T. Chmiel 81 , H. S. Cho 87 , M. Cho 72 , J. H. Chow 24 , N. Christensen 69,62 , Q. Chu 60 , A. J. K. Chua 12 , S. Chua 68 , A. K. W. Chung 88 , S. Chung 60 , G. Ciani 5 , R. Ciolfi 89,90 , C. E. Cirelli 47 , A. Cirone 54,55 , F. Clara 44 , J. A. Clark 73 , F. Cleva 62 , C. Cocchieri 10 , E. Coccia 16,17 , P.-F. Cohadon 68 , A. Colla 91,32 , C. G. Collette 92 , L. R. Cominsky 93 , M. Constancio, Jr. 15 , L. Conti 50 , S. J. Cooper 53 , P. Corban 6 , T. R. Corbitt 2 , K. R. Corley 46 , N. Cornish 94 , A. Corsi 80 , S. Cortese 28 , C. A. Costa 15 , M. W. Coughlin 69 , S. B. Coughlin 95,96 , J.-P. Coulon 62 , S. T. Countryman 46 , P. Couvares 1 , P. B. Covas 97 , E. E. Cowan 73 , D. M. Coward 60 , M. J. Cowart 6 , D. C. Coyne 1 , R. Coyne 80 , J. D. E. Creighton 20 , T. D. Creighton 98 , J. Cripe 2 , S. G. Crowder 99 , T. J. Cullen 27 , A. Cumming 43 , L. Cunningham 43 , E. Cuoco 28 , T. Dal Canton 76 , S. L. Danilishin 21,9 , S. D’Antonio 17 , K. Danzmann 21,9 , A. Dasgupta 100 , C. F. Da Silva Costa 5 , V. Dattilo 28 , I. Dave 56 , M. Davier 26 , D. Davis 41 , E. J. Daw 101 , B. Day 73 , S. De 41 , D. DeBra 47 , E. Deelman 102 , J. Degallaix 25 , M. De Laurentis 75,4 , S. Deléglise 68 , W. Del Pozzo 53,22,23 , T. Denker 9 , T. Dent 9 , V. Dergachev 34 , R. De Rosa 75,4 , R. T. DeRosa 6 , R. DeSalvo 103 , J. Devenson 58 , R. C. Devine 37,38 , S. Dhurandhar 18 , M. C. Díaz 98 , L. Di Fiore 4 , M. Di Giovanni 104,90 , T. Di Girolamo 75,4,46 , A. Di Lieto 22,23 , S. Di Pace 91,32 , I. Di Palma 91,32 , F. Di Renzo 22,23 , Z. Doctor 86 , V. Dolique 25 , F. Donovan 14 , K. L. Dooley 10 , S. Doravari 9 , I. Dorrington 96 , R. Douglas 43 , M. Dovale álvarez 53 , T. P. Downes 20 , M. Drago 9 , R. W. P. Drever 1,† , J. C. Driggers 44 , Z. Du 79 , M. Ducrot 7 , J. Duncan 95 , S. E. Dwyer 44 , T. B. Edo 101 , M. C. Edwards 69 , A. Effler 6 , H.-B. Eggenstein 9 , P. Ehrens 1 , J. Eichholz 1 , S. S. Eikenberry 5 , R. A. Eisenstein 14 , R. C. Essick 14 , Z. B. Etienne 37,38 , T. Etzel 1 , M. Evans 14 , T. M. Evans 6 , M. Factourovich 46 , V. Fafone 30,17,16 , H. Fair 41 , S. Fairhurst 96 , X. Fan 79 , S. Farinon 55 , B. Farr 86 , W. M. Farr 53 , E. J. Fauchon-Jones 96 , M. Favata 105 , M. Fays 96 , H. Fehrmann 9 , J. Feicht 1 , M. M. Fejer 47 , A. Fernandez-Galiana 14 , I. Ferrante 22,23 , E. C. Ferreira 15 , F. Ferrini 28 , F. Fidecaro 22,23 , I. Fiori 28 , D. Fiorucci 35 , R. P. Fisher 41 , R. Flaminio 25,106 , M. Fletcher 43 , H. Fong 85 , P. W. F. Forsyth 24 , S. S. Forsyth 73 , J.-D. Fournier 62 , S. Frasca 91,32 , F. Frasconi 23 , Z. Frei 51 , A. Freise 53 , R. Frey 67 , V. Frey 26 , E. M. Fries 1 , P. Fritschel 14 , V. V. Frolov 6 , P. Fulda 5,76 , M. Fyffe 6 , H. Gabbard 9 , M. Gabel 107 , B. U. Gadre 18 , S. M. Gaebel 53 , J. R. Gair 108 , L. Gammaitoni 39 , M. R. Ganija 78 , S. G. Gaonkar 18 , F. Garufi 75,4 , S. Gaudio 33 , G. Gaur 109 , V. Gayathri 110 , N. Gehrels 76,‡ , G. Gemme 55 , E. Genin 28 , A. Gennai 23 , D. George 11 , J. George 56 , L. Gergely 111 , V. Germain 7 , S. Ghonge 73 , Abhirup Ghosh 19 , Archisman Ghosh 19,13 , S. Ghosh 61,13 , J. A. Giaime 2,6 , K. D. Giardina 6 , A. Giazotto 23 , K. Gill 33 , L. Glover 103 , E. Goetz 9 , R. Goetz 5 , S. Gomes 96 , G. González 2 , J. M. Gonzalez Castro 22,23 , A. Gopakumar 112 , M. L. Gorodetsky 57 , S. E. Gossan 1 , M. Gosselin 28 , R. Gouaty 7 , A. Grado 113,4 , C. Graef 43 , M. Granata 25 , A. Grant 43 , S. Gras 14 , C. Gray 44 , G. Greco 65,66 , A. C. Green 53 , P. Groot 61 , H. Grote 9 , S. Grunewald 34 , P. Gruning 26 , G. M. Guidi 65,66 , X. Guo 79 , A. Gupta 82 , M. K. Gupta 100 , K. E. Gushwa 1 , E. K. Gustafson 1 , R. Gustafson 114 , B. R. Hall 64 , E. D. Hall 1 , G. Hammond 43 , M. Haney 112 , M. M. Hanke 9 , J. Hanks 44 , C. Hanna 82 , M. D. Hannam 96 , O. A. Hannuksela 88 , J. Hanson 6 , T. Hardwick 2 , J. Harms 65,66 , G. M. Harry 115 , I. W. Harry 34 , M. J. Hart 43 , C.-J. Haster 85 , K. Haughian 43 , J. Healy 116 , A. Heidmann 68 , M. C. Heintze 6 , H. Heitmann 62 , P. Hello 26 , G. Hemming 28 , M. Hendry 43 , I. S. Heng 43 , J. Hennig 43 , J. Henry 116 , A. W. Heptonstall 1 , M. Heurs 9,21 , S. Hild 43 , D. Hoak 28 , D. Hofman 25 , K. Holt 6 , D. E. Holz 86 , P. Hopkins 96 , C. Horst 20 , J. Hough 43 , E. A. Houston 43 , E. J. Howell 60 , Y. M. Hu 9 , E. A. Huerta 11 , D. Huet 26 , B. Hughey 33 , S. Husa 97 , S. H. Huttner 43 , T. Huynh-Dinh 6 , N. Indik 9 , D. R. Ingram 44 , R. Inta 80 , G. Intini 91,32 , H. N. Isa 43 , J.-M. Isac 68 , M. Isi 1 , B. R. Iyer 19 , K. Izumi 44 , T. Jacqmin 68 , K. Jani 73 , P. Jaranowski 117 , S. Jawahar 118 , F. Jiménez-Forteza 97 , W. W. Johnson 2 , N. K. Johnson-McDaniel 19 , D. I. Jones 119 , R. Jones 43 , R. J. G. Jonker 13 , L. Ju 60 , J. Junker 9 , C. V. Kalaghatgi 96 , V. Kalogera 95 , S. Kandhasamy 6 , G. Kang 36 , J. B. Kanner 1 , S. Karki 67 , K. S. Karvinen 9 , M. Kasprzack 2 , M. Katolik 11 , E. Katsavounidis 14 , W. Katzman 6 , S. Kaufer 21 , K. Kawabe 44 , F. Kéfélian 62 , D. Keitel 43 , A. J. Kemball 11 , R. Kennedy 101 , C. Kent 96 , J. S. Key 120 , F. Y. Khalili 57 , I. Khan 16,17 , S. Khan 9 , Z. Khan 100 , E. A. Khazanov 121 , N. Kijbunchoo 44 , Chunglee Kim 122 , J. C. Kim 123 , W. Kim 78 , W. S. Kim 124 , Y.-M. Kim 87,122 , S. J. Kimbrell 73 , E. J. King 78 , P. J. King 44 , R. Kirchhoff 9 , J. S. Kissel 44 , L. Kleybolte 31 , S. Klimenko 5 , P. Koch 9 , S. M. Koehlenbeck 9 , S. Koley 13 , V. Kondrashov 1 , A. Kontos 14 , M. Korobko 31 , W. Z. Korth 1 , I. Kowalska 70 , D. B. Kozak 1 , C. Krämer 9 , V. Kringel 9 , B. Krishnan 9 , A. Królak 125,126 , G. Kuehn 9 , P. Kumar 85 , R. Kumar 100 , S. Kumar 19 , L. Kuo 83 , A. Kutynia 125 , S. Kwang 20 , B. D. Lackey 34 , K. H. Lai 88 , M. Landry 44 , R. N. Lang 20 , J. Lange 116 , B. Lantz 47 , R. K. Lanza 14 , A. Lartaux-Vollard 26 , P. D. Lasky 127 , M. Laxen 6 , A. Lazzarini 1 , C. Lazzaro 50 , P. Leaci 91,32 , S. Leavey 43 , C. H. Lee 87 , H. K. Lee 128 , H. M. Lee 122 , H. W. Lee 123 , K. Lee 43 , J. Lehmann 9 , A. Lenon 37,38 , M. Leonardi 104,90 , N. Leroy 26 , N. Letendre 7 , Y. Levin 127 , T. G. F. Li 88 , A. Libson 14 , T. B. Littenberg 129 , J. Liu 60 , R. K. L. Lo 88 , N. A. Lockerbie 118 , L. T. London 96 , J. E. Lord 41 , M. Lorenzini 16,17 , V. Loriette 130 , M. Lormand 6 , G. Losurdo 23 , J. D. Lough 9,21 , G. Lovelace 27 , H. Lück 21,9 , D. Lumaca 30,17 , A. P. Lundgren 9 , R. Lynch 14 , Y. Ma 59 , S. Macfoy 58 , B. Machenschalk 9 , M. MacInnis 14 , D. M. Macleod 2 , I. Magaña Hernandez 88 , F. Magaña-Sandoval 41 , L. Magaña Zertuche 41 , R. M. Magee 82 , E. Majorana 32 , I. Maksimovic 130 , N. Man 62 , V. Mandic 42 , V. Mangano 43 , G. L. Mansell 24 , M. Manske 20 , M. Mantovani 28 , F. Marchesoni 48,40 , F. Marion 7 , S. Márka 46 , Z. Márka 46 , C. Markakis 11 , A. S. Markosyan 47 , E. Maros 1 , F. Martelli 65,66 , L. Martellini 62 , I. W. Martin 43 , D. V. Martynov 14 , J. N. Marx 1 , K. Mason 14 , A. Masserot 7 , T. J. Massinger 1 , M. Masso-Reid 43 , S. Mastrogiovanni 91,32 , A. Matas 42 , F. Matichard 14 , L. Matone 46 , N. Mavalvala 14 , R. Mayani 102 , N. Mazumder 64 , R. McCarthy 44 , D. E. McClelland 24 , S. McCormick 6 , L. McCuller 14 , S. C. McGuire 131 , G. McIntyre 1 , J. McIver 1 , D. J. McManus 24 , T. McRae 24 , S. T. McWilliams 37,38 , D. Meacher 82 , G. D. Meadors 34,9 , J. Meidam 13 , E. Mejuto-Villa 8 , A. Melatos 132 , G. Mendell 44 , R. A. Mercer 20 , E. L. Merilh 44 , M. Merzougui 62 , S. Meshkov 1 , C. Messenger 43 , C. Messick 82 , R. Metzdorff 68 , P. M. Meyers 42 , F. Mezzani 32,91 , H. Miao 53 , C. Michel 25 , H. Middleton 53 , E. E. Mikhailov 133 , L. Milano 75,4 , A. L. Miller 5 , A. Miller 91,32 , B. B. Miller 95 , J. Miller 14 , M. Millhouse 94 , O. Minazzoli 62 , Y. Minenkov 17 , J. Ming 34 , C. Mishra 134 , S. Mitra 18 , V. P. Mitrofanov 57 , G. Mitselmakher 5 , R. Mittleman 14 , A. Moggi 23 , M. Mohan 28 , S. R. P. Mohapatra 14 , M. Montani 65,66 , B. C. Moore 105 , C. J. Moore 12 , D. Moraru 44 , G. Moreno 44 , S. R. Morriss 98 , B. Mours 7 , C. M. Mow-Lowry 53 , G. Mueller 5 , A. W. Muir 96 , Arunava Mukherjee 9 , D. Mukherjee 20 , S. Mukherjee 98 , N. Mukund 18 , A. Mullavey 6 , J. Munch 78 , E. A. M. Muniz 41 , P. G. Murray 43 , K. Napier 73 , I. Nardecchia 30,17 , L. Naticchioni 91,32 , R. K. Nayak 135 , G. Nelemans 61,13 , T. J. N. Nelson 6 , M. Neri 54,55 , M. Nery 9 , A. Neunzert 114 , J. M. Newport 115 , G. Newton 43,§ , K. K. Y. Ng 88 , T. T. Nguyen 24 , D. Nichols 61 , A. B. Nielsen 9 , S. Nissanke 61,13 , A. Nitz 9 , A. Noack 9 , F. Nocera 28 , D. Nolting 6 , M. E. N. Normandin 98 , L. K. Nuttall 41 , J. Oberling 44 , E. Ochsner 20 , E. Oelker 14 , G. H. Ogin 107 , J. J. Oh 124 , S. H. Oh 124 , F. Ohme 9 , M. Oliver 97 , P. Oppermann 9 , Richard J. Oram 6 , B. O’Reilly 6 , R. Ormiston 42 , L. F. Ortega 5 , R. O’Shaughnessy 116 , D. J. Ottaway 78 , H. Overmier 6 , B. J. Owen 80 , A. E. Pace 82 , J. Page 129 , M. A. Page 60 , A. Pai 110 , S. A. Pai 56 , J. R. Palamos 67 , O. Palashov 121 , C. Palomba 32 , A. Pal-Singh 31 , H. Pan 83 , B. Pang 59 , P. T. H. Pang 88 , C. Pankow 95 , F. Pannarale 96 , B. C. Pant 56 , F. Paoletti 23 , A. Paoli 28 , M. A. Papa 34,20,9 , H. R. Paris 47 , W. Parker 6 , D. Pascucci 43 , A. Pasqualetti 28 , R. Passaquieti 22,23 , D. Passuello 23 , B. Patricelli 136,23 , B. L. Pearlstone 43 , M. Pedraza 1 , R. Pedurand 25,137 , L. Pekowsky 41 , A. Pele 6 , S. Penn 138 , C. J. Perez 44 , A. Perreca 1,104,90 , L. M. Perri 95 , H. P. Pfeiffer 85 , M. Phelps 43 , O. J. Piccinni 91,32 , M. Pichot 62 , F. Piergiovanni 65,66 , V. Pierro 8 , G. Pillant 28 , L. Pinard 25 , I. M. Pinto 8 , M. Pitkin 43 , R. Poggiani 22,23 , P. Popolizio 28 , E. K. Porter 35 , A. Post 9 , J. Powell 43 , J. Prasad 18 , J. W. W. Pratt 33 , V. Predoi 96 , T. Prestegard 20 , M. Prijatelj 9 , M. Principe 8 , S. Privitera 34 , G. A. Prodi 104,90 , L. G. Prokhorov 57 , O. Puncken 9 , M. Punturo 40 , P. Puppo 32 , M. Pürrer 34 , H. Qi 20 , J. Qin 60 , S. Qiu 127 , V. Quetschke 98 , E. A. Quintero 1 , R. Quitzow-James 67 , F. J. Raab 44 , D. S. Rabeling 24 , H. Radkins 44 , P. Raffai 51 , S. Raja 56 , C. Rajan 56 , M. Rakhmanov 98 , K. E. Ramirez 98 , P. Rapagnani 91,32 , V. Raymond 34 , M. Razzano 22,23 , J. Read 27 , T. Regimbau 62 , L. Rei 55 , S. Reid 58 , D. H. Reitze 1,5 , H. Rew 133 , S. D. Reyes 41 , F. Ricci 91,32 , P. M. Ricker 11 , S. Rieger 9 , K. Riles 114 , M. Rizzo 116 , N. A. Robertson 1,43 , R. Robie 43 , F. Robinet 26 , A. Rocchi 17 , L. Rolland 7 , J. G. Rollins 1 , V. J. Roma 67 , J. D. Romano 98 , R. Romano 3,4 , C. L. Romel 44 , J. H. Romie 6 , D. Rosińska 139,52 , M. P. Ross 140 , S. Rowan 43 , A. Rüdiger 9 , P. Ruggi 28 , K. Ryan 44 , M. Rynge 102 , S. Sachdev 1 , T. Sadecki 44 , L. Sadeghian 20 , M. Sakellariadou 141 , L. Salconi 28 , M. Saleem 110 , F. Salemi 9 , A. Samajdar 135 , L. Sammut 127 , L. M. Sampson 95 , E. J. Sanchez 1 , V. Sandberg 44 , B. Sandeen 95 , J. R. Sanders 41 , B. Sassolas 25 , B. S. Sathyaprakash 82,96 , P. R. Saulson 41 , O. Sauter 114 , R. L. Savage 44 , A. Sawadsky 21 , P. Schale 67 , J. Scheuer 95 , E. Schmidt 33 , J. Schmidt 9 , P. Schmidt 1,61 , R. Schnabel 31 , R. M. S. Schofield 67 , A. Schönbeck 31 , E. Schreiber 9 , D. Schuette 9,21 , B. W. Schulte 9 , B. F. Schutz 96,9 , S. G. Schwalbe 33 , J. Scott 43 , S. M. Scott 24 , E. Seidel 11 , D. Sellers 6 , A. S. Sengupta 142 , D. Sentenac 28 , V. Sequino 30,17 , A. Sergeev 121 , D. A. Shaddock 24 , T. J. Shaffer 44 , A. A. Shah 129 , M. S. Shahriar 95 , L. Shao 34 , B. Shapiro 47 , P. Shawhan 72 , A. Sheperd 20 , D. H. Shoemaker 14 , D. M. Shoemaker 73 , K. Siellez 73 , X. Siemens 20 , M. Sieniawska 52 , D. Sigg 44 , A. D. Silva 15 , A. Singer 1 , L. P. Singer 76 , A. Singh 34,9,21 , R. Singh 2 , A. Singhal 16,32 , A. M. Sintes 97 , B. J. J. Slagmolen 24 , B. Smith 6 , J. R. Smith 27 , R. J. E. Smith 1 , E. J. Son 124 , J. A. Sonnenberg 20 , B. Sorazu 43 , F. Sorrentino 55 , T. Souradeep 18 , A. P. Spencer 43 , A. K. Srivastava 100 , A. Staley 46 , M. Steinke 9 , J. Steinlechner 43,31 , S. Steinlechner 31 , D. Steinmeyer 9,21 , B. C. Stephens 20 , S. P. Stevenson 53 , R. Stone 98 , K. A. Strain 43 , G. Stratta 65,66 , S. E. Strigin 57 , R. Sturani 143 , A. L. Stuver 6 , T. Z. Summerscales 144 , L. Sun 132 , S. Sunil 100 , P. J. Sutton 96 , B. L. Swinkels 28 , M. J. Szczepańczyk 33 , M. Tacca 35 , D. Talukder 67 , D. B. Tanner 5 , M. Tápai 111 , A. Taracchini 34 , J. A. Taylor 129 , R. Taylor 1 , T. Theeg 9 , E. G. Thomas 53 , M. Thomas 6 , P. Thomas 44 , K. A. Thorne 6 , K. S. Thorne 59 , E. Thrane 127 , S. Tiwari 16,90 , V. Tiwari 96 , K. V. Tokmakov 118 , K. Toland 43 , M. Tonelli 22,23 , Z. Tornasi 43 , C. I. Torrie 1 , D. Töyrä 53 , F. Travasso 28,40 , G. Traylor 6 , D. Trifirò 10 , J. Trinastic 5 , M. C. Tringali 104,90 , L. Trozzo 145,23 , K. W. Tsang 13 , M. Tse 14 , R. Tso 1 , D. Tuyenbayev 98 , K. Ueno 20 , D. Ugolini 146 , C. S. Unnikrishnan 112 , A. L. Urban 1 , S. A. Usman 96 , K. Vahi 102 , H. Vahlbruch 21 , G. Vajente 1 , G. Valdes 98 , M. Vallisneri 59 , N. van Bakel 13 , M. van Beuzekom 13 , J. F. J. van den Brand 71,13 , C. Van Den Broeck 13 , D. C. Vander-Hyde 41 , L. van der Schaaf 13 , J. V. van Heijningen 13 , A. A. van Veggel 43 , M. Vardaro 49,50 , V. Varma 59 , S. Vass 1 , M. Vasúth 45 , A. Vecchio 53 , G. Vedovato 50 , J. Veitch 53 , P. J. Veitch 78 , K. Venkateswara 140 , G. Venugopalan 1 , D. Verkindt 7 , F. Vetrano 65,66 , A. Viceré 65,66 , A. D. Viets 20 , S. Vinciguerra 53 , D. J. Vine 58 , J.-Y. Vinet 62 , S. Vitale 14 , T. Vo 41 , H. Vocca 39,40 , C. Vorvick 44 , D. V. Voss 5 , W. D. Vousden 53 , S. P. Vyatchanin 57 , A. R. Wade 1 , L. E. Wade 81 , M. Wade 81 , R. M. Wald 86 , R. Walet 13 , M. Walker 2 , L. Wallace 1 , S. Walsh 20 , G. Wang 16,66 , H. Wang 53 , J. Z. Wang 82 , M. Wang 53 , Y.-F. Wang 88 , Y. Wang 60 , R. L. Ward 24 , J. Warner 44 , M. Was 7 , J. Watchi 92 , B. Weaver 44 , L.-W. Wei 9,21 , M. Weinert 9 , A. J. Weinstein 1 , R. Weiss 14 , L. Wen 60 , E. K. Wessel 11 , P. Weßels 9 , T. Westphal 9 , K. Wette 9 , J. T. Whelan 116 , B. F. Whiting 5 , C. Whittle 127 , D. Williams 43 , R. D. Williams 1 , A. R. Williamson 116 , J. L. Willis 147 , B. Willke 21,9 , M. H. Wimmer 9,21 , W. Winkler 9 , C. C. Wipf 1 , H. Wittel 9,21 , G. Woan 43 , J. Woehler 9 , J. Wofford 116 , K. W. K. Wong 88 , J. Worden 44 , J. L. Wright 43 , D. S. Wu 9 , G. Wu 6 , W. Yam 14 , H. Yamamoto 1 , C. C. Yancey 72 , M. J. Yap 24 , Hang Yu 14 , Haocun Yu 14 , M. Yvert 7 , A. Zadrożny 125 , M. Zanolin 33 , T. Zelenova 28 , J.-P. Zendri 50 , M. Zevin 95 , L. Zhang 1 , M. Zhang 133 , T. Zhang 43 , Y.-H. Zhang 116 , C. Zhao 60 , M. Zhou 95 , Z. Zhou 95 , X. J. Zhu 60 , A. Zimmerman 85 , M. E. Zucker 1,14 , and J. Zweizig 1 (LIGO Scientific and Virgo Collaboration) 作者单位近150家： 1 LIGO, California Institute of Technology, Pasadena, California 91125, USA 2 Louisiana State University, Baton Rouge, Louisiana 70803, USA 3 Università di Salerno, Fisciano, I-84084 Salerno, Italy 4 INFN, Sezione di Napoli, Complesso Universitario di Monte S. Angelo, I-80126 Napoli, Italy 5 University of Florida, Gainesville, Florida 32611, USA 6 LIGO Livingston Observatory, Livingston, Louisiana 70754, USA 7 Laboratoire d’Annecy-le-Vieux de Physique des Particules (LAPP), Université Savoie Mont Blanc, CNRS/IN2P3, F-74941 Annecy, France 8 University of Sannio at Benevento, I-82100 Benevento, Italy and INFN, Sezione di Napoli, I-80100 Napoli, Italy 9 Albert-Einstein-Institut, Max-Planck-Institut für Gravitationsphysik, D-30167 Hannover, Germany 10 The University of Mississippi, University, Mississippi 38677, USA 11 NCSA, University of Illinois at Urbana-Champaign, Urbana, IL 61801, USA 12 University of Cambridge, Cambridge CB2 1TN, United Kingdom 13 Nikhef, Science Park, 1098 XG Amsterdam, Netherlands 14 LIGO, Massachusetts Institute of Technology, Cambridge, Massachusetts 02139, USA 15 Instituto Nacional de Pesquisas Espaciais, 12227-010 São José dos Campos, São Paulo, Brazil 16 Gran Sasso Science Institute (GSSI), I-67100 L’Aquila, Italy 17 INFN, Sezione di Roma Tor Vergata, I-00133 Roma, Italy 18 Inter-University Centre for Astronomy and Astrophysics, Pune 411007, India 19 International Centre for Theoretical Sciences, Tata Institute of Fundamental Research, Bengaluru 560089, India 20 University of Wisconsin-Milwaukee, Milwaukee, Wisconsin 53201, USA 21 Leibniz Universität Hannover, D-30167 Hannover, Germany 22 Università di Pisa, I-56127 Pisa, Italy 23 INFN, Sezione di Pisa, I-56127 Pisa, Italy 24 OzGrav, Australian National University, Canberra, Australian Capital Territory 0200, Australia 25 Laboratoire des Matériaux Avancés (LMA), CNRS/IN2P3, F-69622 Villeurbanne, France 26 LAL, Univ. Paris-Sud, CNRS/IN2P3, Université Paris-Saclay, F-91898 Orsay, France 27 California State University Fullerton, Fullerton, California 92831, USA 28 European Gravitational Observatory (EGO), I-56021 Cascina, Pisa, Italy 29 Chennai Mathematical Institute, Chennai 603103, India 30 Università di Roma Tor Vergata, I-00133 Roma, Italy 31 Universität Hamburg, D-22761 Hamburg, Germany 32 INFN, Sezione di Roma, I-00185 Roma, Italy 33 Embry-Riddle Aeronautical University, Prescott, Arizona 86301, USA 34 Albert-Einstein-Institut, Max-Planck-Institut für Gravitationsphysik, D-14476 Potsdam-Golm, Germany 35 APC, AstroParticule et Cosmologie, Université Paris Diderot, CNRS/IN2P3, CEA/Irfu, Observatoire de Paris, Sorbonne Paris Cité, F-75205 Paris Cedex 13, France 36 Korea Institute of Science and Technology Information, Daejeon 34141, Korea 37 West Virginia University, Morgantown, West Virginia 26506, USA 38 Center for Gravitational Waves and Cosmology, West Virginia University, Morgantown, West Virginia 26505, USA 39 Università di Perugia, I-06123 Perugia, Italy 40 INFN, Sezione di Perugia, I-06123 Perugia, Italy 41 Syracuse University, Syracuse, New York 13244, USA 42 University of Minnesota, Minneapolis, Minnesota 55455, USA 43 SUPA, University of Glasgow, Glasgow G12 8QQ, United Kingdom 44 LIGO Hanford Observatory, Richland, Washington 99352, USA 45 Wigner RCP, RMKI, H-1121 Budapest, Konkoly Thege Miklós út 29-33, Hungary 46 Columbia University, New York, New York 10027, USA 47 Stanford University, Stanford, California 94305, USA 48 Università di Camerino, Dipartimento di Fisica, I-62032 Camerino, Italy 49 Università di Padova, Dipartimento di Fisica e Astronomia, I-35131 Padova, Italy 50 INFN, Sezione di Padova, I-35131 Padova, Italy 51 MTA Eötvös University, “Lendulet” Astrophysics Research Group, Budapest 1117, Hungary 52 Nicolaus Copernicus Astronomical Center, Polish Academy of Sciences, 00-716, Warsaw, Poland 53 University of Birmingham, Birmingham B15 2TT, United Kingdom 54 Università degli Studi di Genova, I-16146 Genova, Italy 55 INFN, Sezione di Genova, I-16146 Genova, Italy 56 RRCAT, Indore MP 452013, India 57 Faculty of Physics, Lomonosov Moscow State University, Moscow 119991, Russia 58 SUPA, University of the West of Scotland, Paisley PA1 2BE, United Kingdom 59 Caltech CaRT, Pasadena, California 91125, USA 60 OzGrav, University of Western Australia, Crawley, Western Australia 6009, Australia 61 Department of Astrophysics/IMAPP, Radboud University Nijmegen, P.O. Box 9010, 6500 GL Nijmegen, Netherlands 62 Artemis, Université Côte d’Azur, Observatoire Côte d’Azur, CNRS, CS 34229, F-06304 Nice Cedex 4, France 63 Institut de Physique de Rennes, CNRS, Université de Rennes 1, F-35042 Rennes, France 64 Washington State University, Pullman, Washington 99164, USA 65 Università degli Studi di Urbino “Carlo Bo,” I-61029 Urbino, Italy 66 INFN, Sezione di Firenze, I-50019 Sesto Fiorentino, Firenze, Italy 67 University of Oregon, Eugene, Oregon 97403, USA 68 Laboratoire Kastler Brossel, UPMC-Sorbonne Universités, CNRS, ENS-PSL Research University, Collège de France, F-75005 Paris, France 69 Carleton College, Northfield, Minnesota 55057, USA 70 Astronomical Observatory Warsaw University, 00-478 Warsaw, Poland 71 VU University Amsterdam, 1081 HV Amsterdam, Netherlands 72 University of Maryland, College Park, Maryland 20742, USA 73 Center for Relativistic Astrophysics and School of Physics, Georgia Institute of Technology, Atlanta, Georgia 30332, USA 74 Université Claude Bernard Lyon 1, F-69622 Villeurbanne, France 75 Università di Napoli “Federico II,” Complesso Universitario di Monte S. Angelo, I-80126 Napoli, Italy 76 NASA Goddard Space Flight Center, Greenbelt, Maryland 20771, USA 77 RESCEU, University of Tokyo, Tokyo, 113-0033, Japan 78 OzGrav, University of Adelaide, Adelaide, South Australia 5005, Australia 79 Tsinghua University, Beijing 100084, China 80 Texas Tech University, Lubbock, Texas 79409, USA 81 Kenyon College, Gambier, Ohio 43022, USA 82 The Pennsylvania State University, University Park, Pennsylvania 16802, USA 83 National Tsing Hua University, Hsinchu City, 30013 Taiwan, Republic of China 84 Charles Sturt University, Wagga Wagga, New South Wales 2678, Australia 85 Canadian Institute for Theoretical Astrophysics, University of Toronto, Toronto, Ontario M5S 3H8, Canada 86 University of Chicago, Chicago, Illinois 60637, USA 87 Pusan National University, Busan 46241, Korea 88 The Chinese University of Hong Kong, Shatin, NT, Hong Kong 89 INAF, Osservatorio Astronomico di Padova, Vicolo dell’Osservatorio 5, I-35122 Padova, Italy 90 INFN, Trento Institute for Fundamental Physics and Applications, I-38123 Povo, Trento, Italy 91 Università di Roma “La Sapienza,” I-00185 Roma, Italy 92 Université Libre de Bruxelles, Brussels 1050, Belgium 93 Sonoma State University, Rohnert Park, California 94928, USA 94 Montana State University, Bozeman, Montana 59717, USA 95 Center for Interdisciplinary Exploration Research in Astrophysics (CIERA), Northwestern University, Evanston, Illinois 60208, USA 96 Cardiff University, Cardiff CF24 3AA, United Kingdom 97 Universitat de les Illes Balears, IAC3–IEEC, E-07122 Palma de Mallorca, Spain 98 The University of Texas Rio Grande Valley, Brownsville, Texas 78520, USA 99 Bellevue College, Bellevue, Washington 98007, USA 100 Institute for Plasma Research, Bhat, Gandhinagar 382428, India 101 The University of Sheffield, Sheffield S10 2TN, United Kingdom 102 University of Southern California Information Sciences Institute, Marina Del Rey, California 90292, USA 103 California State University, Los Angeles, 5151 State University Drive, Los Angeles, California 90032, USA 104 Università di Trento, Dipartimento di Fisica, I-38123 Povo, Trento, Italy 105 Montclair State University, Montclair, New Jersey 07043, USA 106 National Astronomical Observatory of Japan, 2-21-1 Osawa, Mitaka, Tokyo 181-8588, Japan 107 Whitman College, 345 Boyer Avenue, Walla Walla, Washington 99362 USA 108 School of Mathematics, University of Edinburgh, Edinburgh EH9 3FD, United Kingdom 109 University and Institute of Advanced Research, Gandhinagar Gujarat 382007, India 110 IISER-TVM, CET Campus, Trivandrum Kerala 695016, India 111 University of Szeged, Dóm tér 9, Szeged 6720, Hungary 112 Tata Institute of Fundamental Research, Mumbai 400005, India 113 INAF, Osservatorio Astronomico di Capodimonte, I-80131, Napoli, Italy 114 University of Michigan, Ann Arbor, Michigan 48109, USA 115 American University, Washington, D.C. 20016, USA 116 Rochester Institute of Technology, Rochester, New York 14623, USA 117 University of Białystok, 15-424 Białystok, Poland 118 SUPA, University of Strathclyde, Glasgow G1 1XQ, United Kingdom 119 University of Southampton, Southampton SO17 1BJ, United Kingdom 120 University of Washington Bothell, 18115 Campus Way NE, Bothell, Washington 98011, USA 121 Institute of Applied Physics, Nizhny Novgorod, 603950, Russia 122 Seoul National University, Seoul 08826, Korea 123 Inje University Gimhae, South Gyeongsang 50834, Korea 124 National Institute for Mathematical Sciences, Daejeon 34047, Korea 125 NCBJ, 05-400 Świerk-Otwock, Poland 126 Institute of Mathematics, Polish Academy of Sciences, 00656 Warsaw, Poland 127 OzGrav, School of Physics Astronomy, Monash University, Clayton 3800, Victoria, Australia 128 Hanyang University, Seoul 04763, Korea 129 NASA Marshall Space Flight Center, Huntsville, Alabama 35811, USA 130 ESPCI, CNRS, F-75005 Paris, France 131 Southern University and AM College, Baton Rouge, Louisiana 70813, USA 132 OzGrav, University of Melbourne, Parkville, Victoria 3010, Australia 133 College of William and Mary, Williamsburg, Virginia 23187, USA 134 Indian Institute of Technology Madras, Chennai 600036, India 135 IISER-Kolkata, Mohanpur, West Bengal 741252, India 136 Scuola Normale Superiore, Piazza dei Cavalieri 7, I-56126 Pisa, Italy 137 Université de Lyon, F-69361 Lyon, France 138 Hobart and William Smith Colleges, Geneva, New York 14456, USA 139 Janusz Gil Institute of Astronomy, University of Zielona Góra, 65-265 Zielona Góra, Poland 140 University of Washington, Seattle, Washington 98195, USA 141 King’s College London, University of London, London WC2R 2LS, United Kingdom 142 Indian Institute of Technology, Gandhinagar Ahmedabad Gujarat 382424, India 143 International Institute of Physics, Universidade Federal do Rio Grande do Norte, Natal RN 59078-970, Brazil 144 Andrews University, Berrien Springs, Michigan 49104, USA 145 Università di Siena, I-53100 Siena, Italy 146 Trinity University, San Antonio, Texas 78212, USA 147 Abilene Christian University, Abilene, Texas 79699, USA * Full author list given at the end of the Letter. * Deceased, March 2016. † Deceased, March 2017. ‡ Deceased, February 2017. § Deceased, December 2016. 参加此项研究的单位除了美国加州理工大学激光干涉引力波天文台（ LIGO ， California Institute of Technology ） 的研究人员，还有美国路易安娜州立大学（ Louisiana State University ）、佛罗里达大学（ University of Florida ） 、 LIGO 利文斯顿天文台（ LIGO Livingston Observatory ）、密西西比大学（ University of Mississippi ）、伊利诺伊大学香槟分校（ University of Illinois at Urbana-Champaign ）、麻省理工学院（ LIGO, Massachusetts Institute of Technology ）、美国威斯康星 - 密尔沃基大学（ University of Wisconsin-Milwaukee ）、加利福尼亚州立大学富勒顿 分校（ California State University Fullerton ）、 美国雪城大学（ Syracuse University ）、明尼苏达大学（ University of Minnesota ）、 LIGO 汉福德观测站（ LIGO Hanford Observatory ）、 哥伦比亚大学（ Columbia University ）、斯坦福大学（ Stanford University ）、美国安柏 - 瑞德航空大学 （ Embry-Riddle Aeronautical University ）、 美国西弗吉尼亚大学（ West Virginia University ）、 意大利萨勒诺大学（ Università di Salerno ）、蒙特 S. 安吉洛综合大学（ Complesso Universitario di Monte S. Angelo ）、意大利桑尼奥大学贝内文托分校（ University of Sannio at Benevento, ） ； 意大利格兰 ·萨索科学研究所（ Gran Sasso Science Institute ， GSSI ）、意大利国际核物理研究院罗马第二大学分院（ INFN, Sezione di Roma Tor Vergata ）、意大利比萨大学（ Università di Pisa ）、意大利国际核物理研究院比萨分院（ INFN, Sezione di Pisa ）、意大利国际核物理研究院罗马分院（ INFN, Sezione di Roma ） 、 Università di Roma Tor Vergata 、意大利比萨欧洲引力波观测站（ European Gravitational Observatory ， EGO) 、 意大利佩鲁贾大学（ Università di Perugia ） 、 意大利国际核物理研究院佩鲁贾分院（ INFN, Sezione di Perugia ）、 意大利国际核物理研究院帕多瓦分院（ INFN, Sezione di Padova ）、 意大利国际核物理研究院热那亚分院（ INFN, Sezione di Genova ）、 意大利卡梅里诺大学（ Università di Camerino ）、帕多瓦大学（ Università di Padova ）、热那亚工业大学（ Università degli Studi di Genova ）、意大利乌比诺工业大学（ Università degli Studi di Urbino ）、 意大利国际核物理研究院佛罗伦萨分院（ INFN, Sezione di Firenze ）； 法国白萨瓦山大学（ Université Savoie Mont Blanc ）、法国先进材料实验室（ Laboratoire des Matériaux Avancés ， LMA) 、 法国巴黎南部大学（ Univ. Paris-Sud ）、巴黎 - 萨克雷大学（ Université Paris-Saclay ）； 德国马克斯 - 普朗引力物理研究所（ Max-Planck-Institut für Gravitationsphysik ）、莱布尼兹汉诺威大学（ Leibniz Universität Hannover ）、 英国剑桥大学（ University of Cambridge ）、 荷兰国家亚原子物理研究所（ Nikhef ）、 巴西 Instituto Nacional de Pesquisas Espaciais 、 印度校际天文与天体物理中心（ Inter-University Centre for Astronomy and Astrophysics ）、 印度塔塔基础研究所 （ Tata Institute of Fundamental Research ）、 印度金奈数学研究所（ Chennai Mathematical Institute ）、印度 RRCAT； 澳大利亚国立大学 （ Australian National University ）、 德国汉堡大学（ Universität Hamburg ）、 法国巴黎狄德罗大学 （ Université Paris Diderot ）、 韩国科技信息研究所（ Korea Institute of Science and Technology Information ） 英国格拉斯哥大学 （ University of Glasgow ）、 匈牙利 MTA Eötvös 大学（ MTA Eötvös University ）、 Wigner RCP, RMKI； 波兰科学院（ Polish Academy of Sciences ）、 英国伯明翰大学 （ University of Birmingham ）、 西苏格兰大学（ University of the West of Scotland ）、 俄罗斯罗蒙诺索夫莫斯科国立大学 （ Lomonosov Moscow State University ）、 美国加州理工学院（ Caltech CaRT ）、 华盛顿州立大学（ Washington State University ）、 西澳大学（ University of Western Australia ）、 荷兰内梅亨大学 （ Radboud University Nijmegen ）、 法国蔚蓝海岸大学（ Université Côte d ’ Azur ）、 雷恩大学（ Université de Rennes ）、法国居里夫妇大学 - 索邦大学（ UPMC-Sorbonne Universités ）、法国 ENS-PSL 研究大学（ ENS-PSL Research University ）、 美国俄勒冈大学（ University of Oregon ）、 美国诺斯菲尔德的卡尔顿学院（ Carleton College, Northfield ）、 波兰华沙大学 ( Warsaw University ) 、 荷兰 阿姆斯特丹大学 （ VU University Amsterdam ）、 美国马里兰大学（ University of Maryland ）、乔治亚理工学院（ Georgia Institute of Technology ）、 美国宇航局哥达德航天中心（ NASA Goddard Space Flight Center ）、 法国伯尔纳里昂大学（ Université Claude Bernard Lyon ）、 日本东京大学（ University of Tokyo ） 澳大利亚阿德莱德大学 （ University of Adelaide ）、查尔斯特大学（ Charles Sturt University ）、 中国清华大学 、 包括北京清华大学（ Tsinghua University ） 和台湾新竹清华大学（ National Tsing Hua University ）； 美国德克萨斯理工大学（ Texas Tech University ）、 凯尼恩学院（ Kenyon College ）、 宾夕法尼亚州立大学（ Pennsylvania State University ）、 加拿大多伦多大学 （ University of Toronto ）、....... LIGO detects gravitational waves for third time June 1, 2017 An international team of researchers has made a third detection of gravitational waves, ripples in space and time, in a discovery that provides new insights into the mysterious nature of black holes and, potentially, dark matter. Credit: LSC/OzGrav The Laser Interferometer Gravitational-wave Observatory (LIGO) has made a third detection of gravitational waves, ripples in space and time, demonstrating that a new window in astronomy has been firmly opened. As was the case with the first two detections, the waves were generated when two black holes collided to form a larger black hole. The newfound black hole, formed by the merger, has a mass about 49 times that of our sun. This fills in a gap between the masses of the two merged black holes detected previously by LIGO, with solar masses of 62 (first detection) and 21 (second detection). We have further confirmation of the existence of stellar-mass black holes that are larger than 20 solar masses—these are objects we didn't know existed before LIGO detected them, says MIT's David Shoemaker, the newly elected spokesperson for the LIGO Scientific Collaboration (LSC), a body of more than 1,000 international scientists who perform LIGO research together with the European-based Virgo Collaboration. It is remarkable that humans can put together a story, and test it, for such strange and extreme events that took place billions of years ago and billions of light-years distant from us. The entire LIGO and Virgo scientific collaborations worked to put all these pieces together. The new detection occurred during LIGO's current observing run, which began November 30, 2016, and will continue through the summer. LIGO is an international collaboration with members around the globe. Its observations are carried out by twin detectors—one in Hanford, Washington, and the other in Livingston, Louisiana—operated by Caltech and MIT with funding from the National Science Foundation (NSF). LIGO made the first-ever direct observation of gravitational waves in September 2015 during its first observing run since undergoing major upgrades in a program called Advanced LIGO. The second detection was made in December 2015. The third detection, called GW170104 and made on January 4, 2017, is described in a new paper accepted for publication in the journal Physical Review Letters . In all three cases, each of the twin detectors of LIGO detected gravitational waves from the tremendously energetic mergers of black hole pairs. These are collisions that produce more power than is radiated as light by all the stars and galaxies in the universe at any given time. The recent detection appears to be the farthest yet, with the black holes located about 3 billion light-years away. (The black holes in the first and second detections are located 1.3 and 1.4 billion light-years away, respectively.) The newest observation also provides clues about the directions in which the black holes are spinning. As pairs of black holes spiral around each other, they also spin on their own axes—like a pair of ice skaters spinning individually while also circling around each other. Sometimes black holes spin in the same overall orbital direction as the pair is moving—what astronomers refer to as aligned spins—and sometimes they spin in the opposite direction of the orbital motion. What's more, black holes can also be tilted away from the orbital plane. Essentially, black holes can spin in any direction. The new LIGO data cannot determine if the recently observed black holes were tilted but they imply that at least one of the black holes may have been non-aligned compared to the overall orbital motion. More observations with LIGO are needed to say anything definitive about the spins of binary black holes, but these early data offer clues about how these pairs may form. This image shows a numerical simulation of a binary black hole merger with masses and spins consistent with the third and most recent LIGO observation, named GW170104. The strength of the gravitational wave is indicated by elevation as well as color, with blue indicating weak fields and yellow indicating strong fields. The sizes of the black holes are doubled to improve visibility. Credit: Image Credit: Numerical-relativistic Simulation: S. Ossokine, A. Buonanno (Max Planck Institute for Gravitational Physics) and the Simulating eXtreme Spacetime project Scientific Visualization: T. Dietrich (Max Planck Institute for Gravitational Physics), R. Haas (NCSA) This is the first time that we have evidence that the black holes may not be aligned, giving us just a tiny hint that binary black holes may form in dense stellar clusters, says Bangalore Sathyaprakash of Penn State and Cardiff University, one of the editors of the new paper, which is authored by the entire LSC and Virgo Collaborations. There are two primary models to explain how binary pairs of black holes can be formed. The first model proposes that the black holes are born together: they form when each star in a pair of stars explodes, and then, because the original stars were spinning in alignment, the black holes likely remain aligned. In the other model, the black holes come together later in life within crowded stellar clusters. The black holes pair up after they sink to the center of a star cluster. In this scenario, the black holes can spin in any direction relative to their orbital motion. Because LIGO sees some evidence that the GW170104 black holes are non-aligned, the data slightly favor this dense stellar cluster theory. We're starting to gather real statistics on binary black hole systems, says Keita Kawabe of Caltech, also an editor of the paper, who is based at the LIGO Hanford Observatory. That's interesting because some models of black hole binary formation are somewhat favored over the others even now and, in the future, we can further narrow this down. The study also once again puts Albert Einstein's theories to the test. For example, the researchers looked for an effect called dispersion, which occurs when light waves in a physical medium such as glass travel at different speeds depending on their wavelength; this is how a prism creates a rainbow. Einstein's general theory of relativity forbids dispersion from happening in gravitational waves as they propagate from their source to Earth. LIGO did not find evidence for this effect. It looks like Einstein was right—even for this new event, which is about two times farther away than our first detection, says Laura Cadonati of Georgia Tech and the Deputy Spokesperson of the LSC. We can see no deviation from the predictions of general relativity, and this greater distance helps us to make that statement with more confidence. The LIGO instruments have reached impressive sensitivities, notes Jo van den Brand, the Virgo Collaboration spokesperson, a physicist at the Dutch National Institute for Subatomic Physics (Nikhef) and professor at VU University in Amsterdam. We expect that by this summer Virgo, the European interferometer, will expand the network of detectors, helping us to better localize the signals. The LIGO-Virgo team is continuing to search the latest LIGO data for signs of space-time ripples from the far reaches of the cosmos. They are also working on technical upgrades for LIGO's next run, scheduled to begin in late 2018, during which the detectors' sensitivity will be improved. With the third confirmed detection of gravitational waves from the collision of two black holes, LIGO is establishing itself as a powerful observatory for revealing the dark side of the universe, says David Reitze of Caltech, executive director of the LIGO Laboratory. While LIGO is uniquely suited to observing these types of events, we hope to see other types of astrophysical events soon, such as the violent collision of two neutron stars.
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重力波是否真的存在？
热度 8 bochang 2016-9-15 13:02
1. 今年初科学界发表了一个重大的发现，宣布首次检测到重力波的存在。 爱因斯坦一百年前在其广义相对论中假设了重力波。根据相对论，空间与时间形成了一个交织的“空时” (spacetime) 系统。在这个系统内，时空的弯曲度与重力源有关。当重力源变化时，时空的弯曲度也会随着变化。这种弯曲度的变化不会停留在一处，而是会传播开来。这就是“重力波”（ gravitational wave ，或称“引力波”）。 从 20 世纪中叶以来，许多科学家设计了种种实验去检测这个理论上的重力波。但都没有成功。 2016 年 2 月 11 日，美国的一个名叫 LIGO （ Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory 激光干涉重力波天文台）的实验小组宣布了一条重大新闻：他们终于探测到重力波了。 2. 这个发现所根据的数据 探测到重力波的是两个相距 3000 公里的 LIGO 探测仪。它们分别位于美国南部的路易斯安那州和美国西北部的华盛顿州。根据 LIGO 发表的文章 ( Ref.1 Phys. Rev. Lett. 116 , 061102 ) ，检测到重力波的信号是极小的。图 1 是 LIGO 探测到重力波的信号图像。 图 1 ： LIGO 探测到重力波的信号图像（摘自 Phys. Rev. Lett. 116 , 061102 Figure 1 ） 从图 1 可以看出，这次 LIGO 探测的重力波最大的信号为十万亿亿分之一（ 10 -21 ）。这是个什么概念呢？探测器的臂长是 4000 米，这个长度的十万亿亿分之一是 4x10 -18 米，而一个氢原子的半径约为 1.2x10 -10 米。也就是说， LIGO 探测到的长度变化只有一个氢原子半径的一亿分之一的数量级。不过，对于 LIGO 的领军者之一 Dr. Weiss 而言，他认为这次探测到的重力波信号已经大得超出了他的想象（ “It was amazing. The signal was so big, I didn’t believe it.” ）（ Ref.2 Gravitational Waves Detected,Confirming Einstein’s Theory ）。 报告中指出，两个 LIGO 的观测站同时探测到的信号长达 0.2 秒。从路易斯安娜州探测到的信号比华盛顿州的信号早约 7 毫秒，这个时间差显示重力波可能是从南部天区传来。 3. 对这些数据的解释 LIGO 科学家分析以上数据后认为，这次探测到的重力波是由 13 亿光年之外的两颗黑洞在合并的最后阶段产生的。两颗黑洞的初始质量分别为大约 29 颗太阳和 36 颗太阳，它们以光速的一半的速度接近，互相快速旋转，最终在 0.2 秒内合并成了一颗 62 倍太阳质量的高速旋转黑洞。在这个合并过程中，两颗黑洞部分的质量转换为能量，以强大重力波的形式释放到宇宙空间。根据他们的计算，这一事件释放的能量相当于我们太阳的质量的三 倍。这种辐射能量比目前宇宙中所有星星所释放的能量的总和还要高出 50 倍！（ Ref.2 Gravitational Waves Detected,Confirming Einstein’s Theory ） 4. 这个发现的公布成了全球的大新闻 如果 LIGO 公布的发现是真的话，这是非常了不起的事情。这是人类首次探测到重力波的存在，也是科学家首次观测到两个黑洞合并的惊人发现。关于这一发现的新闻立刻引起全球的关注。许多顶尖的媒体，包括，《自然》、《科学》、《纽约时报》、 BBC 新闻等等，都很兴奋地报道 LIGO 的重力波发现和爱因斯坦预言的成功。 而 LIGO 计划的三位领军科学家： Kip Thorne ( 加州理工学院 ), Rainer Weiss (MIT) 和 Ronald Drever ( 从加州理工学院退休 ) 也成为了媒体关注的明星。科学界和媒体纷纷开始预测究竟哪几位 LIGO 的科学家会获得诺贝尔奖了。 5. 最近的研究报告显示，从中微子的观察检测不到 LIGO 宣称的黑洞合并 如上所说，两个黑洞的合并会释放极大的能量，理论上这样的天文事件应该能够从其它光谱上探测得到。然而，在过去几个月来，一直没有别的天文观察能够证实 LIGO 宣称的黑洞合并的发现。相反的，最近的研究显示，从中微子（ neutrino ）的观察检测不到 LIGO 宣称的黑洞合并。两个中微子观察站（ IceCube and Antares ）分析了在 LIGO 发现黑洞合并前 500 秒到合并后 500 秒之间的数据，在 LIGO 宣称黑洞合并的方向并没有发现中微子通量的大幅增加 ( Ref.3 Phys. Rev. D 93 , 122010 ) 。按理来说，如果真的发生了巨大黑洞的合并，应该会发现很多中微子才对。 6. 等着回答的两个重要问题 因此，我对于 LIGO 此前公布的探测结果有一些疑问。我认为在相信 LIGO 的结果之前，我们首先必须回答以下两个问题： 我们是否可以排除其它对 LIGO 信号来源的解释？例如由地震引发探测器的震动？ 两个 LIGO 探测器分别位于路易斯安那州和华盛顿州。它们同处于北美地质板块上。因此，它们同时探测到的信号有可能是北美板块的震动。如何排除这个可能性呢？ 重力波的来源 （两个黑洞的合并） 是否可以通过其它观察来验证？ LIGO 的报告认为是两个黑洞的合并产生了被探测到的重力波。黑洞的合并会释放出极大的能量，应该可以用观测不同能量波谱（ different energy spectrum ）的实验来验证。有这方面的实验证据来支持 LIGO 的发现吗？ 到目前为止，我还看不见其它的实验证据。而唯一一个有关的研究报告，就是前面提到的中微子的分析报道，与 LIGO 公布的发现似乎不太吻合。 7. 这个故事很快就可以被验证是真的还是假的 那么， LIGO 到底是否真的发现了重力波？目前也许言之尚早，这还有待更多的观测结果。不过，这个问题在几年内肯定就会有答案的。目前有好几个探测重力波的计划都在启动了。除了美国的 LIGO 重力波探测器之外，法国和意大利合作的 VIRGO 探测器很快就要上线了。还有德国和英国合作的 GEO600 也会启动，日本的 KAGRA 也正在建设中。除了地基重力波探测器之外，科学家也在积极筹备 LISA （激光干涉太空重力波天线）。也有科学家在利用一种叫 PTA(pulsar timing array ，脉冲星计时阵列 ) 的射电望远镜检测方法来探测重力波。中国也开始筹备一个重力波探测工程“天琴计划”。该计划已经于 2015 年 7 月份正式启动。或许不久的将来我们就能确定这次 LIGO 的发现到底是不是重力波了。 参考文献： B. P. Abbott et al. (LIGO Scientific Collaborationand Virgo Collaboration) “ Observation of Gravitational Waves from a Binary Black Hole Merger ”, Phys. Rev. Lett. 116 ,061102 Dennis Overbye, “ Gravitational Waves Detected, Confirming Einstein’s Theory ”,New York Times, FEB. 11, 2016 S.Adrián-Martínez et al. (Antares Collaboration, IceCube Collaboration,LIGO Scientific Collaboration, and Virgo Collaboration) “ High-energy neutrino follow-up search of gravitationalwave event GW150914 with ANTARES and IceCube ”, Phys. Rev.D 93 , 122010
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聊聊引力波——再次探测到引力波（GW151226），瘦子也有春天
热度 1 smilemooncat 2016-9-5 10:08
还记得今年2月11日，家人在电视机面前吃瓜子看电视，笔者则待着电脑前焦灼兴奋地等待一件大事的宣布。如今，这件大事已家喻户晓，就是人类首次直接探测到了引力波。探测到引力波的英雄是升级后的激光干涉仪引力波天文台（advanced Laser Interferometer Gravitational wave Observatory; aLIGO），LIGO和引力波分分钟刷爆朋友圈。对于大众，余热未减，新喜又来。 当地时间2016年6月15日，在圣地亚哥举行的天文学会第228届年会上，aLIGO科学合作组织和欧洲VIRGO科学合作组织 宣布，aLIGO于2015年12月26日再次探测到了引力波，本次引力波事件称为GW151226，对应的置信度达5.3倍标准差，超过了5倍标准差，表明它是一次真实的引力波事件。会上专家们还发布了一个疑似引力波事件LVT151012，置信度只有约1.7倍标准差。 先来回顾下首次探测到的引力波事件。2015年9月14日，aLIGO首次探测到引力波，对应的是质量分别为29倍和36倍太阳质量的两个黑洞不断靠近的相互绕转直至并合，形成一个62倍太阳质量的黑洞，损失的3倍太阳质量以引力波的形式释放出去。根据该引力波事件被探测到的时间，它被称为GW150914。 再见到的GW151226和第一次探测到的GW150914有啥异同点呢？艺术家们是这么认为的。 艺术家对GW150914（左下角）和GW151226（右上角）的想象图。 喜欢列表比较的笔者将信息收集如下： GW151226 与GW150914的异同点 比较项 GW150914 GW151226 探测时间 世界协调时2015年9月14日09:50:45 世界协调时2015年12月26日03:38:53 引力波事件 双黑洞并合 双黑洞并合 信号的信噪比 23.7 13 它是真实引力波的置信度 5.1 倍标准差 5.3 倍标准差 并合前黑洞质量 29.1 倍和36.2倍太阳质量 7.5 倍和14.2倍太阳质量 并合后黑洞质量 62.3 倍太阳质量 20 ．8倍太阳质量 损失的质量 3 倍太阳质量 近1倍太阳质量 并合后的黑洞自旋（注：0表示黑洞不转，1表示黑洞极端转动） 0.68 0.74 引力波的峰值强度 1.0e-21 3.4e-22 先探测到GW的探测器 位于利文斯顿的LIGO探测器（L1） 位于利文斯顿的LIGO探测器（L1） LIGO 的两个探测器探测到信号之间的时间差 7 毫秒 1.1 毫秒 在LIGO频率范围内持续的时间 0.2 秒 近1秒 横跨的频率范围 35 赫兹到250赫兹 35 赫兹到450赫兹 引力波源到我们的距离 约13亿光年 约14亿光年 引力波源的位置 在230平方度范围内 在850平方度范围内 从上表可以看出，置信度都大于5倍标准差，表明它们应该是真实的引力波事件。第二次探测到的引力波事件GW151226对应的双黑洞质量更小，引力波的峰值强度更低，在LIGO频率探测范围内持续的时间更长，横跨的频率更宽。为什么呢？ 在《星际穿越》一书中，基普•索恩用拉伸线和挤压线来表示空间受到的影响。如果一个人躺在拉伸线上，将感觉到自己身体被拉伸，而躺在挤压线上，将感觉到自己身体受到的挤压。如果一对双黑洞相互绕转，它们将拖拽着周围的拉伸线和挤压线转动，形成一个由拉伸线和挤压线所结成的网络，这个网络将随着时间而扩张开来，就形成了引力波。引力波就相当于弯曲时空的传播。 双黑洞系统质量越大，对时空的弯曲程度更大；双黑洞绕转地越快，弯曲时空的传播频率更高，即产生的引力波频率越高。双黑洞绕转快慢和产生的引力波频率之间有什么直观的数值关系吗？有，最简单的情况下，对于相互绕转的双黑洞系统，当每秒钟转50圈，对应的引力波频率是50赫兹的两倍——100赫兹。 GW151226 对应的双黑洞并合事件损失的能量比GW150914更低，因此对应的引力波的峰值强度更低。LIGO敏感的频率范围是几十到几千赫兹，一旦信号的频率在这个范围之内，就会被LIGO记录下来。 由于绕转过程中角动量的损失，两个黑洞靠得越来越近，就快并合拥抱了。黑洞的质量可近似正比于其体积，黑洞质量越大，就相当于黑洞越胖。两个胖子黑洞相互绕转，可能都快拥抱彼此了，才会转得很快，对应的引力波频率足够高，进入LIGO的敏感范围，即被LIGO探测到。而两个瘦子黑洞在还离得挺远时，就能转得比较快，比如每秒钟绕转几十圈，就被LIGO给发现了。如此一来，LIGO这位家长就监测了两个胖子黑洞从距离彼此很近到拥抱彼此的过程；却能监测到两个瘦子黑洞从距离彼此较远到拥抱彼此的过程。GW151226就像两个瘦子黑洞的舞蹈记录；而GW150914宛如两个胖子黑洞的舞蹈。 尽管两个瘦子黑洞的舞蹈的能量弱，对应的引力波幅度低，可能会埋没在噪声中无法被识别出来。大家也可以从图1和图2的最后一行看出，GW150914比GW151226更加明显。可是世界是公平的，虽然幅度 低，两个瘦子黑洞的舞蹈产生的引力波在LIGO的敏感范围内，持续的时间更长（虽然也才是秒的量级），跨越的频率范围更宽，这些优势在一定程度上会帮助人类从数据中发现它们。看来，在黑洞的世界里，瘦子黑洞也是有春天的，但瘦子黑洞也不能太瘦，否则即 使它在频率范围跨度再绵长，也拯救不了其幅度太小的悲剧。当然，这些优势在解决问题面前是微弱的，最终还是要基于对双黑洞并合的数值模拟和对信号、噪声的理解分析，才能最终识别出信号是否为引力波事件。 由于目前探测到引力波信号的LIGO只有两个探测器，彼此相距3003千米，只能定出引力波源的大概位置，在几百到上千平方度范围之内，而无法得到精确位置。近日的发布会透露，VIRGO引力波探测器即将升级完成，届时与LIGO的联合观测将帮助确定引力波源的精确位置，随着更多引力波探测器的加入，位置的确定也将不再是问题。 目前，中国也正在积极筹建地面和空间引力波探测器，包括在阿里地区建设、旨在探测原初引力波的阿里实验计划，关注低频引力波的空间引力波探测计划——天琴计划和太极计划。最后，引用清华大学天体物理中心主任、中科院国家天文台星系宇宙学部主任毛淑德教授的原话来表达笔者对中国引力波探测领域的信任和祝福，“中国在此领域的挑战和机遇并存，我们通过扎实的预言和充分的论证，完全可以在此世界强国激烈竞争的前沿领域占据一席之地并取得突破”。 图 1 ： LIGO 汉福德 (H1, 左图 ) 和利文斯顿 (L1, 右图 ) 探测器所观测到的 GW150914 引力波事件。图中显示两个 LIGO 探测器中都观测到的由该事件产生的引力波强度如何随时间和频率变化。两个图均显示了 GW150914 的频率在 0.2 秒的时间里面 “ 横扫 ”35Hz 到 250Hz 。 GW150914 先到达 L1 ，随后到达 H1 ，前后相差 7 毫秒 —— 该时间差与光或者引力波在两个探测器之间传播的时间一致。（ 此图编辑自 Abbott et al., 2016, PRL, 116, 061102 的图 1 ） 图 2 ： LIGO 汉福德 (H1, 左图 ) 和利文斯顿 (L1, 右图 ) 探测器所观测到的 GW151226 引力波事件。图中显示两个 LIGO 探测器中都观测到的由该事件产生的引力波强度如何随时间和频率变化。两个图均显示了 GW150914 的频率在 约 1 秒的时间里面 “ 横扫 ”35 赫兹 到 450 赫兹 。 GW151226 先到达 L1 ，随后到达 H1 ，前后相差 1.1 毫秒 —— 该时间差与光或者引力波在两个探测器之间传播的时间一致。 （此图编辑自Abbottet al., 2016, PRL, 116, 241103中的图1） 注：本文已于6月发于公众号科学大院（ID：kexuedayuan）和天之文（ID:astron-online）。
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LIGO发布新闻：再次探测到引力波！
热度 5 shhu1961 2016-6-16 08:58
还是双黑洞并合！ https://www.ligo.caltech.edu/news/ligo20160615 此次探测到的双黑洞并合事件被称之为 The Boxing Day event. The Boxing Day event differed from the LIGO's first gravitational wave observation in some important ways, however. 1.The gravitational wave arrived at the two detectors at almost the same time, indicating that the source was located somewhere in a ring of sky about midway between the two detectors. Knowing our detector sensitivity pattern, we can add that it was a bit more likely overhead or underfoot instead of to the West or the East. With only two detectors, however, we can't narrow it down much more than that. This differs from LIGO's first detected signal (GW150914, from 14 September 2015), which came from the 'southeast', hitting Louisiana's detector before Washington's. 2.The two merging black holes in the Boxing Day event were less massive (14 and 8 times the mass of our sun) than those observed in the first detection GW150914 (36 and 29 times the mass of our sun). While this made the signal weaker than GW150914, when these lighter black holes merged, their signal shifted into higher frequencies bringing it into LIGO’s sensitive band earlier in the merger than we observed in the September event. This allowed us to observe more orbits than the first detection–some 27 orbits over about one second (this compares with just two tenths of a second of observation in the first detection). Combined, these two factors (smaller masses and more observed orbits) were the keys to enabling LIGO to detect a weaker signal. They also allowed us to make more precise comparisons with General Relativity. Spoiler: the signal agrees, again, perfectly with Einstein’s theory. 3.Last but not least, the Boxing Day event revealed that one of the initial black holes was spinning like a top! – and this is a first for LIGO to be able to state this with confidence. A spinning black hole suggests that this object has a different history –- e.g. maybe it 'sucked in' mass from a companion star before or after collapsing from a star to form a black hole, getting spun-up in the process.
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关于印度和中国的引力波探测站 （一）
热度 1 kyt1965 2016-6-5 10:10
关于印度和中国的引力波探测站(一) （回顾和遗憾） 2 月11日，美国引力波实验室执行主任David Reitze教授宣布，已经升级的引力波探测站-advanced LIGO，首次直接探测到爱因斯坦百年前预言的引力波。一时间，四海五洲说LIGO，全球劲吹引力波。 2月下旬以来，在清华大学、中科院理论物理所、国家天文台等接连召开了一系列引力波研讨会。中国科学院主持的‘太极计划’和中山大学主持的‘天琴计划’都在积极申请和安排立项。 在热烈祝贺LIGO同仁探测到引力波事件GW150914， 取得里程碑发现的同时，一些知情人士清醒地意识到：‘中国科学界错过了一个参与重大创新的机会！’ 据‘太极计划’首席科学家胡文瑞院士（图1）介绍， “ LIGO组织除了麻省理工学院和加州理工学院两家牵头单位之外，还成立了LIGO联盟， 因在亚洲缺少一个观测站点，该联盟相关负责人曾来到中国，希望在中国建一个LIGO的测量站，根据胡文瑞的回忆，当时北京天文台做了不少努力，但最终还是付诸东流。后来，LIGO选择了印度。 ” 图1 胡文瑞院士， 选自360网站 高能所所长王貽芳院士（图2）指出 ：“ 10 年前我们（中国）曾与加州理工学院讨论过参加LIGO及aLIGO（LIGO升级版）的可能性，甚至讨论过在中国建设类似aLIGO装置的可能性。可惜均未能实现。 原因很多，但主要还是我们推动不力，经费困难，前瞻性不足，早早就放弃了。” 图2 王贻芳院士,选自西安交大网页 关于LIGO与印度的合作，最新的消息是 ：2016.3.31，美国国家基金委员会主任Cordova女士和印度国家原子能部长Basu签署了关于LIGO-India的理解备忘录(图3)，两国之间关于在印度建设第3个LIGO型引力波探测站的合作正式开始。另据报道，印度政府将在15年的时间里为这个观测台项目提供126亿卢比（约合12.16亿人民币元）的资助。 图3 2016.3.31，美国国家基金委员会主任Cordova女士 与印度 原子能部长Basu签署关于LIGO-India的理解 备忘录， 引自LIGO网站 确实， LIGO 的第 3 个引力波探测站，本来应是 LIGO-China （我们称之为 CEGO=China Einstein Gravitational wave Observatory ）；由于得不到明确的支持，后来变成了 LIGO-India 。 当年参加 CEGO 研讨和申报的七、八十百位中、外科学家，都应该感谢胡文瑞院士，王贻芳院士，张新民教授和杨卫院士 ，谢谢他们记得北京天文台的努力和我们推动 LIGO-China 的奋斗！ 面对美国国家基金委员会当年果断支持 LIGO ，胡文瑞院士感叹：“现在，我们会说他们好有远见，那我们为什么不能有远见呢？” 面对印度原子能部长与美国国家基金委员会主任签署关于 LIGO-India 的理解备忘录，我们又应该感叹什么呢？ 即使撇开引力波探测的重大科学意义，完全从实用主义的角度看，在中国建设LIGO的第三个引力波探测站CEGO也是利巨弊微。LIGO型的引力波探测站是最精密的超大型科学探测装置之一，必须采用窄线宽、高功率、高稳定激光系统，必须采用超高均匀、超低损耗、超高反射率的镀膜技术，必须采用大容积真空系统，必须采用超精密自动控制技术，必须采用超高灵敏度隔振技术。在这些方面，我国落后10-20年，在通常情况下，很难有机会与西方开展实质性合作。通过合作共建LIGO的第三个引力波探测站，将很可能在一个较短时期内使我国在激光技术、晶体技术、真空技术、自动控制技术、超微测量和超微隔振技术方面取得全面的大幅度进步。 作为当年的主要组织者之一，看到我们曾全力推动的第三个 LIGO 型引力波探测站改聘待嫁到印度，看到七、八十位中、外科学家 4 年的努力付之东流，看到一个据有明显的天时、地利、人和，绝对互利双赢的国际合作项目得不到支持，一个如此重大的科学机遇就此错过，当然有更深切的遗憾，也可能有更多的反思。 愿借助科学网较完整地公开这一段历史，供当年的和今日的参与者及决策者参考，希望不再重复当年的遗憾。由于内容较多，全文分成两部分。这第一部分，主要是回顾在中国推动 CEGO 的历史；第二部分将谈谈我们对中国引力波探测的思考与建议。 1. ‘宇宙之音’与‘宇宙之耳’ 由加州理工学院和麻省理工学院牵头的激光干涉引力波探测站（ LIGO ）的探测频段在几十至几千赫兹，正好落在人耳可辨的声音频段，被引力波科学家们称之为‘宇宙之音’ ; 但‘宇宙之音’极其微弱，必须借助极其灵敏的专门探测仪才能‘听’到这美妙的‘宇宙之音’， LIGO 型引力波探测站被称之为‘宇宙之耳’。美国的引力波实验室包括两套相同的‘宇宙之耳’，分别位于路易斯安那州的 Livingston 和华盛顿州的 Hanford 。 LIGO 的发起人和领导者当然清楚：一套超高精度的 LIGO 干涉仪即有能力记录到引力波信号；如有二套相距甚远的 LIGO 干涉仪探测到同一引力波事件，可排除由局地环境干扰造成的伪引力波，大大提高探测的可信度，但无法精确确定引力波源的方位（θ , φ）；如有三套相距甚远的 LIGO 干涉仪探测到同一引力波事件，则可大大提高探测的可信度和引力波源的定位精度。以刚刚探测到的引力波事件 GW150914 为例，根据 Livingston 和 Hanford 两站的位置和探测到 GW150914 的时间差，可粗略估计该引力波事件之源：位于南天球，可能的方位分布在约有 600 平方度的区域内，大致如图 4 中的淡灰色镰刀状区域；假如有第三个引力波站（不妨称作 LIGO-3 ）也探测到 GW150914 ，那么，根据 Livingston 、 Hanford 和 LIGO-3 三站之间的位置和探测到 GW150914 事件的时间差，可基本准确地获得双黑洞的可能方位： 图 4 中的淡灰色镰刀区将缩小为其中的黑色芝麻粒 。当然，图 4 中的芝麻粒位置只是示意图，其具体方位要根据三站的坐标及接收到同一引力波事件的时间差去确定。 图4 引力波事件GW150914之引力源的大致方位， 引自LIGO网站 2. 中国爱因斯坦引力波探测站 （CEGO: China Einstein Gravitational wave Observatory） 上世纪 90 年代，美国国家基金委、加州理工学院和麻省理工学院先建造了两个 LIGO 探测站。 但是，他们一直在寻找建设第三个 LIGO 探测站，即第三只‘宇宙之耳’的机会。建造者第三只‘宇宙之耳’的理想地址，应当尽量远离 Livingston 和 Hanford, 亚洲和澳大利亚都是优先考虑的方向。中国科学家团队曾是 LIGO 最先寻找的合作对象之一，中国科学家团队本来有机会在中华大地上建成第三只‘宇宙之耳’。 A. 访问 LIGO-Livingston 和加州理工学院 那是 2003 年 12 月中旬，我去旧金山参加美国地球物理学会 2003 年度秋季年会； 会后，飞往路易斯安娜州的 New Orleans 。 第二天一早，租了一辆车，在大范围的藏鳄沼泽区和密密丛林中穿行百余公里，终于到达 Livingston, 参观了慕名已久的 LIGO 引力波探测站。 陪同我参观是一位年轻科学家，他告诉我，有一位中国科学家在这里工作，于是，有幸见到了中国科学院高能研究所的王运永研究员；王教授来 LIGO 探测站工作已一年有余，不但熟悉 LIGO 的运行，而且认识 LIGO 的领导和多位核心成员。 下午，王教授带我去路易斯安娜州的首府 Baton Rouge ，访问了南路易斯安娜州立大学的引力波实验室，看到韦伯型的铝柱式探测器仍在正常运转。 王教授提出了在中国开展 LIGO 型引力波探测的想法，‘假如得到 LIGO 的支持’，问我愿不愿意回国后推动这一工作，我给出了肯定的回复，他表示马上与 LIGO 的朋友和领导联系。 2003.12.28 左右，我回到北京。很快收到王运永教授和 LIGO 的隔振系统专家 Reccado DeSalvo 博士的 email 和传真，邀请我访问加州理工学院的引力波实验室。 经与国内有关大学和研究机构的同仁商量，决定访问加州理工学院的引力波实验室。正巧，我的访美签证有效期为一年，所以，无需另办签证，即可访问加州理工学院。 2004.1.9 ，即我刚离开美国 10 天许，又回到加州访问； Reccado DeSalvo 博士和王运永教授开车到洛杉矶机场接我去帕萨迪娜。 在访问加州理工学院的 LIGO 实验室期间，我和王运永教授拜访了 LIGO 主任 Bary Barish 教授，执行主任 Gary Sanders 教授和 LIGO 项目创始人之一 Kip Thorne 教授； 1.12 ， 汤克云作了题为“ To Start a GO Project in China ”的报告。访问期间，得到 Reccado 博士和加州理工学院物理、数学和天文系资深科学家朱人元（ R.Y.Zhu ）教授的大力帮助。 对这次访问， LIGO 领导层十分重视，在《加州理工学院新闻 (Caltech News) 》上发了长篇报道 ，并期望美中之间的合作成功，下图是该报道引用的照片。照片中，从左至右：汤克云，朱人元教授， Reccado 博士， LIGO 副主任 Sanders 教授， LIGO 主任 Barish 教授，王运永教授。 B. 2004 年 3 月的引力波探测国际研讨会 回京后，我向中国科学院国家天文台、中国科学院上海光机所、中国计量科学研究院、中国机械科学研究院、中国科技大学、北京师范大学、北京大学、清华大学、浙江大学、上海交通大学、中国科学院地球物理所的同仁和有关领导通报了这次访美的进展，得到国家天文台领导艾国祥、王宜、薛随建的坚决支持，并得到全体同仁的一致回应：在中国推进与 LIGO 的合作。 首先，我们于 3 月 2-4 日在中国高等科学技术中心举办了‘引力波探测国际研讨会’，周又元院士、许厚泽院士、干福熹院士和汤克云等主持了研讨会；美国加州理工学院的代表朱人元教授、 DeSalvo 博士、王运永教授，意大利引力波探测站 (VIRGO) 的代表张舟博士，日本东京大学 TAMA 引力波探测站的代表朱宗宏博士应邀与会并作报告，分别代表各自所在的引力波探测站支持在中国开展引力波探测；我国资深科学家刘辽先生（北京师范大学），尤峻汉先生、潘惠宝教授（上海交通大学）和台湾清华大学倪维斗教授（台湾清华大学）等参加了研讨会，科技部基础司的领导马燕合司长也参加了研讨会。 据不完全记录和记忆，北京师范大学赵峥教授，华中科大陈应天教授和罗俊教授，理论物理所郭汉英教授、张元仲教授，中国科大张杨教授、袁业飞教授、张子平教授、汪晓莲教授，上海光机所徐军教授、陈卫标教授、邵建达教授，高能所李永贵、黄超光教授，浙江大学林强教授，中国机械科学研究院康飞教授，重庆大学李芳昱教授，河南地震局池顺良教授，中国计量科学院郭有光教授、钱进教授、中国科学院国家天文台张洪起教授等参加了会议。会上，聘请几位院士任中国引力波研究顾问，并成立了联络小组。会后，中国科学院国家天文台聘任我为客座研究员、项目科学家，负责与 LIGO 等国际引力波探测机构的合作。嗣后，北京大学范祖辉教授、清华大学邓景康教授、国家天文台张承民教授、国家授时中心张首刚教授、浙江大学陆璇辉教授等加入联络小组。 C. 访问 VIRGO 引力波探测站 , 参加国际引力波探测委员会会议 2004 年 7 月中旬，经加州理工学院 DeSalvo 博士和 VIRGO 的张舟博士介绍，汤克云和中国计量科学院钱进教授访问了位于意大利比萨附近的欧洲引力波探测站 (VIRGO) ，拜会了欧洲引力波探测理事会主席 G.Losurdo 教授 , VIRGO 探测站主任 F.Menzinger 教授和总工程师 B.Giazotto 教授。汤克云作了题为“ CEGO ： China Einstein Gravitational wave Observatory ”的报告。此次访问，获得了 VIRGO 方面对中国引力波探测的支持。 结束了在 VIRGO 的访问后，汤克云于 7 月下旬，应引力波国际委员会（ GWIC= Gravitational Wave InternationalCommittee ）的邀请，转赴爱尔兰都柏林参加该委员会会议，报告了在中国推动引力波探测的计划。 国际委员会承诺，将支持中国的引力波探测计划。 D. 访问日本 TAMA 和再访问加州理工学院 2005 年春，经朱宗宏教授介绍，王运永教授访问了日本引力波探测站 TAMA 。 2005 年 9 月，汤克云再访加州理工学院，同 Barish 主任和继任执行主任 Stan Whitcomb ， Reccado DeSalvo 博士 , R.Y.Zhu 教授就人才交流和引力波小型实验室建设问题进行了讨论。 E. 访问澳大利亚 AIGO 引力波探测站 2005 年 10 月，我应澳大利亚引力波探测站 (AIGO= Australia InterferometerGravitational wave Observatory) 主任 David Blair 教授邀请赴珀斯访问 AIGO ，并参加了引力波探测国际研讨会。作了题为“ A Feasible Roadmap for CEGO ”的报告。 F. 香山会议及有关研讨会 在召开了 2004 年 3 月的引力波国际研讨会后，中国物理学界以极大热情关注中国与 LIGO 的合作，先后在一系列会议上热烈讨论了在中国开展引力波探测的问题。包括《 2004 年中国引力与相对论天体物理年会》（杭州， 2004 年 6 月），《 2004 年中国天文年会》（厦门， 2004 年 11 月），《国际物理年学术会议》（四川平武， 2005 年 8 月）， 第 258 次香山会议（数学物理发展前沿， 2005.8 ），第 263 次香山会议（相对论物理学 100 年的发展与展望， 2005.9 ）。 在有关会议上，丘成桐院士、陆埮院士、王育竹院士、贺贤土院士、庄逢甘院士等参加了关于在中国开展引力波探测可能性的热烈讨论。贺贤土院士说：引力波探测至关重要，张元仲教授、乔国俊教授、汤克云教授、李芳昱教授、罗俊教授等都有很好的想法，建议开一次专门的香山会议。我是激光核聚变方面的首席，在光学加工方面有条件，如你们有需要，可以提供帮助。 当时遇到的主要质疑意见有两条，一是，‘即使做出来了，诺贝尔奖是人家的，你们也拿不到’，二是，‘你们没有做引力波探测的经验’。针对这些质疑意见，庄逢甘院士说：你现在不干，永远干不成，不一定非要拿诺贝尔奖，科学上有价值，就可以干。关于引力波，总觉得国内应该把它弄起来，开个专门的香山会议。 2008.11 ，终于召开了关于引力波的香山会议，即第 332 次香山会议 -- 引力理论和广义相对论的空间实验检验。 G. 《Science》的采访和报道 美国方面对与中国方面的合作十分重视。2004.4，他们请《Science》在帕萨迪纳的记者Elena Giorgi采访了Bary Barish教授和DeSalvo博士，请《Science》在北京的记者丁逸旻采访了中国科学院基础局局长张杰院士和汤克云。采访报告“China：Underground Detector Proposed to Join Hunt for Gravitational Waves”发表于《Science》第304卷，第5669期（2004.4.16）（下图）。向全世界宣告，中国将加入引力波探测的国际行列。报告中，Barish教授特别强调： “I wanted the Chinese to know that other scientists take the project seriously.” 这就是说，美国、欧洲的引力波科学家十分认真地看待中国提出的建设LIGO型地下引力波站的计划。 如我在第一节所说，需要3个站，才能较好实现引力波的探测； 他的潜台词是： 他们将中国的 CEGO看成是第3个LIGO探测站，对共同实现引力波探测的突破，这3个站被寄予同等重要的期望。 H. 分别与LIGO、VIRGO签署理解备忘录 2004.4 ，国家天文台台长艾国祥院士和LIGO主任 Bary Barish教授分别代表中国国家天文台和美国引力波实验室签署了理解备忘录(MOU); 2004.7 ，国家天文台台长艾国祥院士和EGO主任 Menzinger教授分别代表中国国家天文台和欧洲引力波实验室签署了理解备忘录(MOU)。 I. 国际引力波专家频繁来访和讲学 2004 年、2005年、2006年和2007年，我们(朱宗宏、王运永、钱进和汤克云)邀请美国、意大利、德国、澳大利亚和日本的引力波科学家来讲学和参加研讨会， 有LIGO的Reccado DeSalvo,R.Y.Zhu和陈雁北，意大利的张舟、Rugero Stanga和Flavio (INFN)，当时在德国马普研究所工作的温琳清博士，德国爱因斯坦研究所的Rüdiger教授，澳大利亚的David Blair教授、鞠莉教授和赵春荣博士，日本引力波探测站主任黑田教授。其中，Reccado DeSalvo博士、R.Y.Zhu教授、陈雁北教授，张舟博士、温琳清博士、Rüdiger教授、Blair教授、鞠莉教授和赵春荣博士皆是多次来访。 3. 万事俱备，只欠东风 在中国建设LIGO型引力波探测站的可行性路线图。我在澳大利亚引力波研讨会作报告时(题目是：A Feasible Roadmap for CEGO)说，我们的计划分为三步：第一步，组织一批青年科学家去美、欧、澳、日的引力波探测站学习；第二步，在 LIGO、VIRGO、TAMA、AIGO的帮助下，建设一个引力波探测原型机实验室；前两步，约需3-4年；第三步，在我国华北或西南地区选址，建设一个LIGO型的地下引力波探测站。 为此，我们组织队伍，先后於2004年、2005年和2006年，以《中国引力波探测站的前期研究和原型机研制》为题，申请973项目。这三年中，参加申报的主要骨干成员包括上海光机所的干福熹院士、林尊琪院士、范滇元院士，朱小磊、沈卫星、陈卫标、周圣明、周国清、易葵、晋云霞；高能所的王运永；国家天文台的张承民、林刚华、王东光、汤克云；北京师范大学的朱宗宏、赵峥，中国计量科学研究院的钱进、郭有光、李锐、张恒、石春英；中国机械科学研究院的康飞、周玉杰、郑裕文、岳安钊、佟丽萍，中国科技大学的张杨、张子平、林宣滨、伍健、许立新，清华大学的沈厚发、周彤、钟宜生、荆涛，北京大学的范祖辉，浙江大学的林强、陆璇辉等。当时在国外从事引力波研究和探测的青年才俊们表示，如果中国的引力波站上马，会以各种方式支持，包括直接回国。 客观地说，当时依托上海光机所、国家天文台、高能所、计量科学研究院、机械科学研究院、北京师范大学、中国科技大学、清华大学、北京大学、浙江大学组建的这支队伍，在天时、地利、人和方面都握有绝佳的优势。假如辎重粮草无虑，将士奋力用命，加上与美、欧、日、澳的合作模式，基本可保证探测站建设的可行性。果如是，经过8-10年的努力，在中国建成第三个advanced LIGO型探测站，并与Livingston和Hanford的LIGO站一起，探测到GW150914，是极有可能的。 遗憾的是，三次申请的经费仅为3800万元至4300万元，均未获得批准。更令人遗憾的是：从来没有人正式通知我们，‘LIGO-China=CEGO’的申请报告为什么不行。今日谈起这段往事，不是为了埋怨什么人，而是希望，凡事都应有明确的子丑寅卯。 当年不明不白的不资助没有道理，今日讲不清同意资助的原因也未见得科学合理。实事求是地说，接触到中国引力波探测项目（CEGO）申请的领导者，包括科学院、基金委和科技部的司、局长、学部主任和更高层次的领导，许多个人表示了各自的正面意见。 万事俱备，只欠东风。 东风是什么？不完全是钱，也不完全是领导的‘眼光’，而是缺乏一个 ‘专业理性’ 、 ‘独立自主’、‘公开透明’、‘永久负责’的评估机制作出科学、有权威的判断 。据知，973项目共有17位总评委，分别代表农林牧副渔，金木水火土，电磁声光热各领域的想法和利益，如何能让大多是外行的总评委们科学、理性地评估陌生的引力波探测？ 错过了这样一个重大的创新机遇， 权当交了学费吧。 往者不可谏，来者犹可追。作LIGO型或LISA型引力波探测，主要是一种跟踪行为， 中国科学家还应当在跟踪中作出自己的原创性贡献。作为宇宙间最基本的四种作用力之一， 尚有许多未彻底解决的重大科学问题。我们将另找机会，谈谈对中国引力研究和引力波探测的思考和有关建议，诸如 1) LIGO 和LISA采用的四极子引力辐射理论，是完备和唯一的吗？ 2) LIGO 和LISA采用的激光干涉方法是探测引力波的唯一有效方法吗？ 3) 有了三个LIGO型引力波探测站，是否可完全准确确定引力源的位置？ 4) 如何测量引力波和引力场的传播速度？ 参考文献： 邱晨辉 刘甦 玄增星 , 《中国与发现引力波的 LIGO 团队遗憾擦肩，只因“没经费”》 , 中国青年报 ,2016.2.17; 王貽芳 齐芳，《 LIGO 發現引力波 , 對科技體制改革的啟示》，光明日报， 2016.2.19 ； LIGO 网站； 邱晨辉 , 《引力波﹐我们错过一次就够了》 , 中国青年报 , 2016.3.11 ； LIGO Caltech News,2004-04-03 。
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认识引力波VI——引力波事件GW150914
smilemooncat 2016-3-8 11:18
从发布会，我们终于知道了从去年9月份就开始频出的传言“探测到了引力波”的真实情况。在2015年9月14日17点50分45秒，LIGO的两个探测器观测到了一次置信度为5.1倍标准差的引力波事件：GW150914。引力波源是两个已经并合的黑洞，基于对信号波形的分析，可以推知并合前质量分别是36倍和29倍太阳质量，并合之后质量为62倍太阳质量，减少的3倍太阳质量（能量）以引力波方式被辐射出去。这表明了人类首次直接探测到了引力波，直接看到了一次双黑洞并合。 LIGO 的精度是1e-21次方量级，对于4000米的干涉臂来说，相当于可以检测出千分之一质子大小的距离变化。升级后的LIGO精度提高了10倍，相当于可以检测出万分之一质子大小的距离变化。尽管传递到地球的引力波信号很微弱，但鉴于LIGO的高精度，其被探测到的置信度是5.1倍标准差，表明了这是一次真实的引力波事件。 LIGO 看到了什么？如何确定了这是一次引力波事件？又如何确定引力波源是双黑洞并合？ 根据2月11日发表的PRL文章，我们知道的是：2015年9月14日UTC时间9点50分45秒，位于汉福德和利文斯顿的LIGO天文台探测到如图1第一行所示的GW150914信号。最初的探测是由低延迟搜索方式来识别，3分钟之内，该方法标定这一信号是引力波事件。随后，专家们利用匹配滤波器法来进行后续分析，相当于提前已经预备好一个储备有大量的计算机模拟出来的引力波信号的数据库，要从这个数据库中找到与观测信号最匹配的模拟结果。匹配结果如图1第二行所示，果然找到了最匹配的模拟结果。 图1：LIGO汉福德(H1,左图)和利文斯顿(L1,右图)探测器所观测到的GW150914引力波事件。图中显示两个LIGO探测器中都观测到的由该事件产生的引力波强度如何随时间和频率变化。两个图均显示了GW150914的频率在0.2秒的时间里面“横扫”35Hz到250Hz。GW150914先到达L1，随后到达H1，前后相差7毫秒——该时间差与光或者引力波在两个探测器之间传播的时间一致。（此图版权为LSC/Virgo Collaboration所有） 最匹配的数值模拟结果对应的又是怎样一个物理情景呢，看图2： 三个阶段：旋进、并合、铃荡。 （此图版权为LSC/Virgo Collaboration所有） 关于如何理解这三个阶段，LIGO科学合作组织中的陈雁北老师作出了深入浅入的介绍，我就不班门弄斧了，以下将直接饮用他在公众微信号“知社学术圈”发表的文章《爱因斯坦都不敢想象, 我们真的探测到引力波!》。 从波的频率演化看，在低频的部分开始。 第一阶段：两个黑洞的引力波频率从30Hz开始。这在引力波天文学中是比较低的频段，但是这就意味着黑洞是15Hz轨道频率。再具体点就是，这两个黑洞分别为36和30太阳质量，每个半径大约是一百公里左右，距离是一千公里，每秒钟互相转15圈。 第二阶段：到两个黑洞快并合的时候，引力波频率达到100Hz，轨道频率50Hz，就是每秒钟转50圈。这个时候两个黑洞已经快形成一体了，它们每个人“中心”之间的距离大概是两百公里左右。 第三阶段：然后，这个合并成一体的扭曲的黑洞继续震荡，逐渐变成一个新的、旋转的黑洞（科尔黑洞）。这个黑洞的质量是63个太阳质量，它的半径大约是160公里。在这个震荡的过程中，这个黑洞主要示发射频率在240Hz左右的引力波，说明它在以120Hz左右旋转，也就是每秒钟120圈。这个过程也可以看作是引力波在黑洞的“光球”周围绕转，并且逐渐逃逸到远处。 为什么最终的质量小于两个并合黑洞之和呢？我们不是说过引力波携带能量吗？有一部分的质量以引力波的形式被释放了。这些引力波携带的能量等于3个太阳质量，相当于百分之五的“质量”转化成了“能量。顺便说一句，号称宇宙中最亮的天体伽马射线暴一般释放几千分之一太阳质量所相当的能量。这次引力波功率峰值达到整个可见宇宙发光功率的50倍。 黑洞离地球的距离，是从引力波的绝对振幅所推断的。根据这个推断，我们得知碰撞过程发生在14亿光年以外。对应到标准宇宙学中的“红移”，这个事件所在的红移是0.09。在这个事件发生的时候，咱们的宇宙的“尺寸”是现在的91%。 aLIGO 的两个天文台探测到该信号的时间间隔仅7毫秒，而两个天文台之间相距3003千米，大概可以确定引力波源所处的方位，大概位置在600平方度范围内，而精确位置却无法确定。这刚好表明“这还只是个开始”，未来有了更多引力波激光探测器的加入，有了电磁波望远镜的跟进观测，科学家们一定能精确定出它的家。 诚如Kip Thorne在发布会上说的，“一扇窗户的打开，往往会带来惊喜。”相信引力波的发现所打开的窗户，会带来更多的惊喜。 如今，一个巨大的发现离不开国际合作。就拿“LIGO发现引力波”来说，这是16个国家、1000个科学家25年来的辛勤成果。回想40多年前，虽然理论上有引力波，但在观测上能否被探测到、几率高低、试验设备精度如何都还是未知数，有人愿意使出浑身解数说服、筹钱、参与和付出，该是多么富有英雄气概；而作为资金赞助方的基金机构，也得有一定的魄力和视野吧，能看到该领域的潜力，也愿意承担风险，坚持长达几十年地支持该项目。当然，这其中的苦乐只有参与者才是最真切体会的。 未来，国际上将会有更多的类似观测设备与LIGO展开合作，就好像LIGO的两个探测器一样彼此验证信号的真实性，并帮助确定引力波源的真实位置。
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认识引力波IV——引力波提出之后反响如何
热度 2 smilemooncat 2016-3-8 10:01
在文III中已经提到了爱因斯坦提出引力波预言的一波三折。1916年，爱因斯坦在提出时犯了一个计算上的错误，于1918年改正过来；1936年，爱因斯坦短暂地认为引力波不存在，幸得到罗伯特森的指正，爱因斯坦修改了计算并于1937年发表文章《On gravitational wave》。 那引力波在理论上被提出之后，科学团体有啥反应呢？在随后数十年，不少科学家不相信引力波的存在，认为只是理论上的预言。 在2月11日的发布会上，LIGO的创立者之一——麻省理工学院的雷纳·韦斯（Rainer Weiss）说到，即使引力波是真实的，在那个时代探测到它也是不可能的。原因有两个：那么时候全世界科学家都还不知道宇宙的强引力波源——黑洞和中子星，唯一知道的最可能的引力波源是一对相互绕转的恒星，但是计算显示它们的信号太弱无法被探测到。其次，那时候技术也达不到要求。 韦伯棒 到1950年时，理论学家们发现了中子星和黑洞，他们最终一致同意引力波应该是存在的。说到这里，不得不提的第一个尝螃蟹的人——约瑟夫·韦伯（Joseph Weber）。早在上个世纪50年代，韦伯第一个充满远见地认识到，探测引力波并不是没有可能。 韦伯在二战期间是位海军上校，1948年他加入马里兰大学成为工程学教授，那时他还没有博士毕业。1951年，他正是拿到他的博士学位，博士论文标题是《化学动力学上的微波技术》（MicrowaveTechnique in Chemical Kinetics）。所以1948至1951年期间，他既是一位教授，又是一位正在学习微波光谱学的博士研究生。 在他博士期间，他提出了相干微波发射的想法，并于1952年讲了第一个有关激光（laser）和微波激射（maser）原理的公众报告。他对广义相对论的兴趣使得他充分利用了1955-1956年期间的休假时间，向美国著名物理学家约翰·惠勒（JohnArchibald Wheeler，他是“黑洞”和“虫洞”的命名者，LIGO的创立者之一——基普·索恩就是他的学生）学习引力辐射。要知道，引力波的存在与否那时还并未被广泛接受。韦伯学习之后，几乎是第一个认识到，探测引力波并不是无可能。有思想便有行动，他也是第一个尝试去探测引力波的人。 为众人所知，韦伯提出了的一个方案——用共振棒探测器来探测引力波。实际上，从他的笔记本可知，他当时还提出了利用激光干涉来探测引力波。 60 年代，他开始设计建设引力波探测方案。韦伯设计的共振棒探测器由两根长2米、直径1米的圆柱形铝棒组成。 图4：韦伯和他设计的共振棒探测器。图片来自：马里兰大学。 韦伯认为，当引力波传来时，铝棒的两端会交错地被挤压和拉伸，当传来的引力波频率和棒的共振频率一致时，棒会发生共振，微弱的引力波信号将会被放大到可被探测到的水平， 棒的变化足可以通过安装在棒上的压电式传感器（piezoelectric sensors）探测到 。这些铝棒的共振频率是1660赫兹。基于这样的原理，韦伯期望通过探测棒的共振，来探测频率约1660赫兹的引力波。1969年，韦伯在PRL发表文章，宣称他的设备探测到了引力波，由于这个频率与中子星绕转或超新星爆炸产生的引力波频率相当，他推测引力波可能来源于我们银河系中心。但是其他的实验小组并未能重复出韦伯发表的结果，对他所得到的“探测”表示质疑。 同时期，有些物理学家认识到了共振棒探测器的局限性，对于同一个探测器，相应的铝棒长度只对应了一种共振频率，原则上只能对应这一频率的引力波信号，无法探测其它频率的引力波。由于引力波强度很低，如今根据理论及数值模拟结果，我们知道最强的引力波相对强度仅约1e-21，那么2米场的铝棒在长度上的变化量仅有2e-21米，如此微弱的变化在当时能否在技术上被探测和识别出来呢？ 韦伯的发现以及他的数据处理细节遭到了其他科学家的质疑。尽管如此，我们今天铭记韦伯，感谢他当年的决心、坚持和努力，感谢他的工作吸引更多的科学家进入引力波探测的队伍。索恩在2月11日的发布会后接受记者采访时，评论韦伯确实是引力波领域的创立之父（the founding father of this field）。 激光干涉方法 1962 年，俄罗斯的Gertsenshtein M E和Pustovoit V I.提出用激光干涉方法探测引力波。如果一个物体受到引力波的影响，那么它将在一个方向上被压缩，而在另一个垂直的方向上被拉伸。目前最先进的引力波地面探测器均呈L型，利用激光干涉技术，通过研究激光束的干涉条纹，来探索两臂相对长度是否受引力波影响而变化。在下一篇文章——《认识引力波V——从LIGO到aLIGO》中，我们将详细介绍激光干涉仪探测引力波的原理。 在1969年,当时作为激光专家的韦斯被指派去教授广义相对论。“那时我完全不知道韦伯的实验”，他说。而且，因为他不懂韦伯的方法，所以他发展了自己的光学方法和识别相关的噪声源的方法，提出了使用激光干涉方法来探测引力波。他提出该方法时，还不知道7年前的俄罗斯科学家的工作。 韦斯的方法发表在1972年麻省理工的内部期刊上，一开始并未引起同行的注意。当加州理工学院的索恩读到这篇文章时，他认为这种方法是不可能探测到引力波的，他还将他的怀疑写进了他与其他人合作编写的《引力》教材中。 但是当1978年Kip Thorne重新思考这个想法时，他发现这个方法是可行的。他促成说服了加州理工学院建设一个40米长的原型干涉仪，进行预研究。国家科学基金会（National ScienceFoundation; NSF）也支持了该项目。1979年-1987年，该项目主管是罗纳德•德雷弗（Ronald Drever），他也是LIGO项目的创立者之一。 图片来源于NSF科普视频“Opening a new window” 1989 年开始针对激光干涉引力波观测站LIGO，向美国国家科学基金会申请获取支持，1992年终获批复，1995年开建，1999年启用。在发布会上，NSF主任说，“1992年批准LIGO最初的基金项目是NSF有史以来最大的一笔投资”，“那是一项有很高风险的资助,但这正是NSF需要承担的项目。我们资助一定会有所发现,但是还在探索历程上的基础科学和工程。我们资助开路先锋。这就是美国依然是全球先进知识的领导者的原因。” 真正的LIGO观测始于2002年，结束于2010年。在频率为100Hz处，LIGO的灵敏度已经达到1e-21，相当于LIGO能分辨出一根长4千米的臂极其微小的长度变化（10-18米，比电子还要小近千倍）。理论上，LIGO可以看到的引力波现象包括：距离我们几十万光年之外的两颗中子星绕转靠近直至并合过程所发出的引力波，超新星爆炸或伽马射线暴产生的爆发式引力波等。但历时9年LIGO并没有直接探测到引力波。2015年9月18日，升级后的LIGO（advanced LIGO,后简称aLIGO）重新开机运行，灵敏度提高至原来的10倍多。 以上介绍中，可以看到有3位重要的人士：Reiner Weiss，激光干涉探测引力波方法的提出者；Kip Thorne，说服建立40米激光原型干涉仪的科学家；Ronald Drever，40米原型干涉仪的项目主管。他们3人也是LIGO的创立者。当然LIGO探测到引力波，贡献者远非他们3人，而是由来自16个国家的上千人构成的研究团组。
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认识引力波I-前言
smilemooncat 2016-3-8 09:00
2016 年2月11日23点半，美国国家科学基金会于华盛顿特区的国家媒体中心就激光干涉引力波观测站（LaserInterferometer Gravitational-Wave Observatory; LIGO）对引力波的探测做了进展报告。从发布会上得知，2015年9月14日协调世界时09：50：45，LIGO的两个引力波探测器几乎同时探测到一个短暂的引力波信号，相对强度是1e-21，频率覆盖35到250赫兹。根据探测的信号，科学家表示发出该引力波的源是13亿光年（光度距离）之外的两个黑洞的碰撞并合。这是人类第一次直接探测到引力波，也是人类第一次探测到双黑洞的并合，是对爱因斯坦广义相对论的又一伟大见证。 科学上，这是一次重大突破。“探测到引力波” 消息一经宣布，就如一夜春风来，千网万网遍说引力波，千街万巷皆谈引力波。从2月11日观看发布会、参与视频翻译，到2月16日参与有关解读引力波的电台节目的录制，到后来去一些学校给学生介绍引力波，文文很有幸与很多人分享了对引力波的有限认识。 大家最感兴趣的问题还是，引力波是什么？引力是什么？引力波是何时何人提出来的？从引力波提出开始，人类对引力波的认识历程是怎样的？人类为什么要探测引力波？人类又该如何探测引力波呢？此次探测到引力波，是基于怎样的原理呢？科学家们是如何判定这样的信号就是引力波信号呢？ 关于这些问题的解读，其实已经有很多前辈牛人及时作出过解读，例如明镜、胡一鸣于2月12日在《赛先生》发表的科普文章——《爱因斯坦世纪预言终获见证 LIGO首次直接探测到引力波》，陈雁北、范锡龙于2月12日发表在知社学术圈的《爱因斯坦都不敢想象，我们真的探测到引力波》和国家天文台黑洞来客团队制作的《引力波，带人类倾听星辰大海之声》等等。 这些文章通俗易懂地为大家解读科普，其中不少解读专家就是参与LIGO项目的成员，所以写的故事具有一定的代入感。也庆幸这次重大科学发现有如此强的科普阵容，让老百姓人人耳闻引力波。 文文想基于自己的理解，也综合了这些科普文章中的一些内容，为自己和对引力波感兴趣的人留下一些感想和笔记，未来想再了解引力波，可以通过一个个问题追溯到更细的解读。 此为前言。
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引力波测量的相关问题的讨论
dsm9393 2016-3-7 17:17
引力波测量的相关问题的讨论 Gravitational Wave Detection related discussion 关于引力波的几个问题的进一步讨论（2） 都世民（Du Shimin） 一.什么是引力波的直接测量？ 1. 美东时间 2016 年 2 月 11 日 10 点 30 分（北京时间 23 点 30 分），美国激光干涉引力波天文台（ LIGO ）执行主任大卫 • 瑞兹宣布 ： “ 女士们先生们，我们检测了 引力波 。我们做到了！ ” 科学家们寻找引力波的努力终于 收获成果 。 宣布已经探测到距离地球约 13 亿光年的两个大约 30 太阳质量的黑洞碰撞所发出的引力波。持续时间不到一秒钟的事件 (GW150914) 。 此时，距离 1916 年 ， 爱因斯坦 预言引力波存在刚好一百年。 瑞兹 只是说检测了引力波！没有说直接测量了引力波。【 1 】 相关论文，以 Observation of Gravitaiton Waves from a Binary Black Hole Merger 为题，在 Physical Review Letters 上发表。论文作者包括清华大学 LSC 引力波研究团队。 2. 乔辉“在腾讯太空 ”上 , 首先修改 了这一关键词，变成“ 直接测量 ”。 文【 2 】指出：到目前为止，人类还未实现引力波的 直接测量 ，对引力波的直接测量不仅可以进一步验证广义相对论的正确性，而且将为人类展现出一幅全新的物质世界图景，同时可以极大推动对宇宙诞生和时空本质的理解。 3. 文【 3 】指出： 激光干涉仪引力波探测器测量的是激光光束通过干涉仪两个臂的 光程差 （或者距离差），该 光程差是由引力波引起的时空变化所导致 。因此， 这种探测是引力波存在与否的直接探测 。直接探测是最直接的验证，间接探测只是旁证。 李永贵 还 指出： 起始于 1973 年，由周培源教授提出，采用铝棒共振 天线方案 ，分别在北京中科院物理所 13 室（后划给高能所）和广州中山大学物理系建立的广义相对论与引力物理实验室进行。 4. 笔者认为 周培源教授提出，采用铝棒共振天线方案， 是真正意义上的直接测量。是有远见的。可是周教授的弟子们不理解，未见这方面工作的报道。 5. 文【 4 】指出： 英国物理学家麦克斯韦于 1865 年预言电磁波；爱因斯坦于 1916 年预言引力波。 1887 年，赫兹在实验室里用一个 简单的高压谐振电路 第一次产生出电磁波，用一个简单的线圈便能接受到电磁波； 2016 年，美国的 LIGO 第一次探测到引力波【 4 】，团队的主要研究人员就有上千，大型设备双臂长度 4 公里，造价高达 11 亿美元。 电磁波从预言到探测，历时 23 年；引力波从预言到探测，历时 100 年。 从上面的数据可见，引力波的探测比电磁波的产生或接受困难多了。其根本原因是由于两者的强度相差非常大。 世界上存在着 4 种基本相互作用。其中的强相互作用和弱相互作用都是“短程力”，意味着它们只在微观世界很短的范围内起作用。 4 种相互作用中， 引力是强度最弱的，它比电磁作用，至少要小 10-35 倍。 6. 文 这段叙述 , 在史实上有些出入，关键问题在于： 1） 对天线的发明缺乏了解，这包括理论分析和实验研究两方面； 2 ）对验证麦克斯韦电磁理论的直接测量不理解，贬低了赫兹在科学史上的巨大贡献。如果今天有人研制成 引力波天线 ，并且在地球上找到或人造引力波源，向世人展示发射和接收引力波，并能重复，还会有质疑声吗！因此将 LIG0 的工作看成赫兹再现更是误解，这种比喻很不恰当，缺乏世代背景，对天线学科的工作不了解，对测试技术理解也有一定偏见。 二 . 激光干涉仪观测引力波的难点和疑点 激光干涉法是测量微小距离变化的最佳手段之一，具有高的测量灵敏度，当引力波经过数 km 或更长臂长的干涉仪时，干涉仪的臂长发生微小的改变，从而引起干涉条纹变化。 4 对在真空中相距 4km 的 40kg 的玻璃镜子的距离，以原子核尺寸千分之一大小的振幅振动了十几次。这样微乎其微的振动，被打在这些镜子上的 100 kw 的激光 ， 读出 引力波以光速传播，如相隔几千 km 的两个激光干涉仪观测站 , 均检测到相关的干涉条纹变化，就能直接证明有引力穿过激光干涉仪，最终实现引力波测量。引力波携带能量使物体产生某种振荡，检测到这些振荡，就能检测到引力波。引力波会造成地面上各处相对距离的变动，但这些变动的数量级小于 10^(-2 1 ） ，非常微弱。 三 . 激光干涉仪观测引力波的难点： 1) 在 2009 年的观测实验中，实现 100Hz 频率，距离变化探测灵敏度 3X 10^(-2 2 ） 。探测灵敏度应优于 10^(-24 ) 。目前人们的研究水平应该说 仅仅到了刚好能够探测到引力波的程度 。 文 的说法与 LIG0 有的参与者介绍有差异，文 : 在 2005 年到达了设计灵敏度，可以测量在 60Hz 至 10kHz 的引力波，位移变 的 灵敏度达到 10^-21 。 2 ）需要突破高频率和强度稳定的单频相干激光源。这个激光源位于 L 形两臂的相交处。 3 ）能抗环境干扰的稳定激光干涉臂。 4 ）空间超远距离的高精度测距。 5 ）在地面激光干涉仪中，对测量精度的要求越来越高，已经慢慢接近了 量子力学不确定关系 所给出的标准量子极限 (standard quantum limit) 。要进一步提高测量精度，增加探测到引力波信号的可能性，我们必须要突破这个极限。 6 ） 一般精密制造的光学反射镜，反射率最高达到 99.8%; 而用于引力波探测的光学反射镜反射率可达 99.995% 。 宏观物体量子力学 , 无论在理论上还是实验上 , 都存在着很多尚待解决的问题，如何排除环境干扰，在实验室展现一个宏观镜面的量子行为。 7 ）最终目标是希望能找到一个可行的方案 , 来实现量子无损测量 (quantum nondemolition detection) ，这自然还有相当长的一段路要走。 陈雁北 指出； LIGO 采用了 高稳定性的大功率激光、高纯度的玻璃、最先进的镀膜技术、极低的机械损耗悬挂系统，并且在多个自由度的控制上，采用了数字控制系统。 李永贵强调了以下几点：【 3 】 8) 机械减震。引力波干涉仪必须达到 10^(-24 ) 的干涉仪臂长相对变化的测量精度。一个臂长 4 km 的干涉仪 , 该精度意味着测量系统在探测的频率上能够分辨一亿亿分之一米量级（即 1/10000000000000000000000 m ）的臂长变化。为了防止悬挂反射镜受周围震动的影响， 要采用 一系列的 减 震技术。 9) 控制技术。为实现超高的激光干涉仪灵敏度，干涉仪的反射镜有局部姿态控制环，全局定位控制环，光功率循环控制环，信号循环控制环，激光强度，频率稳定控制环，模选器控制环，等近 10 个交叉反馈控制环。 10) 大数据处理。干涉仪工作后，如何从采集到的大量数据找到，并判断是引力波信号，需要海量的数据处理功能，它必然推动大数据处理方法，技术的发展。 总的看来，这类检测设备的难点主要是两臂端口的反射面的材料、加工和控制等技术。涉及量子极限的难题。从技术指标上看，强调提高灵敏度，对抑制干扰是采用雷达的匹配滤波处理方式。 实际上这一测量技术在我国整体层面没有太大困难，镜面控制与卫星和导弹以及登月的机器人上面的反射面的材料、加工及控制技术，只要接轨研究，应该没有什么困难。但量子极限问题是个难题！在解引力波方程方法、计算、超级计算机、雷达降噪处理等方面也是有条件解决的。关键在于有没有必要重复别国走的路，我国的创新体现在哪里？！ 四 . 激光干涉仪观测引力波的疑点： 激光干涉仪观测引力波的疑点： 1） 观测方法及数据的取得具有偶然性，不可重复性。按有的参与者所言 , 是运气好。这意味事件成功概率较低。 2） 按参与者的详细解读看，这种测试包含多种未知、可变、相关因素。就爱因斯坦理论预言是有先决假设条件，这些条件与实际情况是否相符，需要验证。 3) 现在有关报道 : 引力波的源是大宇宙天体事件的产物，例如黑洞并合、 X- 射线双星 、 双中子星的碰撞 。 想要研究双黑洞的引力波，必须先计算出广义相对论对双黑洞碰撞的预言。物理学家通过 “ 数值相对论 ” 的方法，用大型计算机对爱因斯坦方程进行求解。 也就是说，引力波辐射源是通过数学建模，求解爱因斯坦的引力波方程 , 逐步求解得到的。这里面涉及数学模型、计算方法、参数给足的合理性验证。如果这方面工作已进行多次，其可信度就高。 4) 参与者介绍： 20 世纪 70 年代，人们才开始认识到黑洞的很多性质，并且论证了爱因斯坦方程可以使用的初始条件，即时间演化的求解方法； 90 年代末，微扰论的计算才给出比较精确的双黑洞引力波，到 2005 年以后，双黑洞碰撞的模拟数值相对论才逐渐成熟。 【 10 】 当霍金等物理学家把量子力学用在黑洞上时，惊奇地发现，黑洞也会通过所谓的 ” 霍金辐射 ” 蒸发。天文观测中，科学家发现了一些疑似黑洞的物体。第一类物体的质量 是太阳的几倍到几十倍，它们存在于 X- 射线双星里，并且尺寸小于几十 km 。第二类物体是存在于星系中心的超大质量黑洞，具有可以超过几十、几百万倍的太阳质量，并且也有很小的尺寸 。 还有一类物体是中等质量的黑洞。它们可能产生于小质量黑洞并合，或者小黑洞吃掉很多恒星，或者是通过宇宙早期的大质量恒星塌缩而形成。这些天文学中的观测现象从一个侧面 证明了黑洞的存在 ，但是 目前还没法很精确的测定黑洞附近的几何结构。 5) 当代科学家霍金早年曾公开 否认黑洞的存在 ，如今他认为黑洞存在，而且提出新理论 。文 指出：经典黑洞理论认为， 任何物质和辐射都不能逃离黑洞 ；而量子力学理论 表明，落入黑洞的信息可以重新获取，这个所谓的“信息悖论”已困扰科学界40年。现在，斯蒂芬· 霍金等人提出了新解释：落入黑洞的粒子的信息部分被位于视界线（黑洞边界）的粒子组成的“柔软毛发”所“俘虏”，这些信息并没有消失，但很难还原和破解。 相关研究发表在arXiv上。 陈雁北指出： 天体物理学家认为双黑洞是应该存在的 ，并且有间接观测证据，和建模的支持。 二十年来，拍脑袋之余，天体物理学家根据对双星演化的数学建模，他们发现了一些高质量双星可以最终变成双黑洞的“演化路径”。但是由于数学模型中有 很多不确定的参数 ，他们由此估计出来的单位时间、单位体积中的双黑洞并合率，是 非常粗略的。 6) 有资料表明，人类一直在观测太阳直径和太阳辐射能量的变化，至今尚不能定论。如果这两个问题可以精确测定，对引力波辐射能源的建模评估 , 可提高其可信度。 7 ） 文 指出： 引力波的发现让爱因斯坦笑了，但这次他可能要转笑为涕——英国剑桥大学 2016-02- 19 日发布新闻公告称，该校科研人员和伦敦大学玛丽皇后学院的同行合作，使用超级电脑成功模拟了一种特殊的 五维环形黑洞 ， 这种黑洞可以无情地推翻广义相对论背后的完美公式。 他们模拟的环形黑洞就像一条珍珠项链， 这种项链状环形黑洞背后，暗藏着广义相对论的克星——裸奇点。 所谓奇点，就是万有引力极其强烈，以至于空间、时间和物理定律都失效的点。如果有的奇点并没有视界线的包裹，也就是存在所谓的裸奇点 。 怎么办？那将意味着一种物体由于密度无限大而崩溃，这种状态会颠覆现有的物理定律。 因此 通过观测天体事件的引力波辐射源，是复杂因素的综合体。 现在下结论说黑洞已基本搞清楚了，为时还早不是吗！ 还有研究认为，自上个世纪 80 年代后，这个地球的地下一直有地下核试验。这个问题尚难有效监测。这不是 LIG0 参与者用敲桌子和地面就能判定系统的可靠程度。 8) 文【 8 】 指出： 因为宏观 层面 不同位置上 , 自由下落的参照系是不同的！如果我们考虑一个足够大的空间站，就会发现空间站不同位置上的物体会有相对加速的现象，这就是所谓的潮汐加速度。而这个加速度，是对所有物体都适用的。爱因斯坦把这个归结于时空几何的弯曲。 THE EINSTEIN FIELD EQUATION G μ ν = 8 π T μ ν 爱因斯坦方程解的全局性质、以及物理学家所用的 数值解法的收敛性问题 ，至今也 还是数学研究的前沿问题。 爱因斯坦在 1916 年就预言了引力波的存在 : 他发现自己的方程有一组解，和电磁波的性质类似，以光速传播。但是他在文章里又说， 因为这个引力波辐射的能量很少，在所有能想得到的情况下，引力波的辐射都可以被忽略。 在很长一段时间内，物理学家搞不清这个解的物理意义，更没想到这个波可以有什么观测上的价值。在 1960 年左右，引力波的物理意义开始明朗，物理学家认为， 引力波可以被看成是引力相互作用的传播 ， 并且可以被看成是携带着引力能。这就说明，引力相互作用是以光速传播的。 由此可见，有些媒体认为 LIGO 探测引力波事件是证明爱因斯坦的广义相对论最后一块拼图的说法不确切。 LIGO 发言人也在强调爱因斯坦没有认为引力波真实存在，而是他们确认的。 从引力波方程的远区近似可以理解引力以波的方式传播，但是 引力波能穿透任何物质，不与这些物质发生相互作用。这种表述很难理解，不发生相互作用为前提，又怎么产生拉伸和挤压的时空弯曲，互相矛盾。 目前对 引力波测试机理和引力波本身属性的论述存在矛盾，不能自圆其说。 需要对引力波直接测量。给出引力波本身的参数：频率、波长、传播速度、传输损耗、源的辐射分布四维图形等。 9） LIGO 在设计灵敏度 时，从 5 亿光年到 14 亿光年计算中，假定引力波是光速传播的，系统本身没有传播速度测量装置，而探测中心频率或波长也与传播速度有关。 双黑洞的碰撞的概率的计算，何时开始辐射能量到什么时间停止辐射能量， 这个时间差没有旁证 。而黑洞并合 时 辐射能量变化也缺少旁证 ，没有太阳辐射能量变化的测量。 给出的 0.5 秒的波形没有旁证，依赖于计算波形验证难以置信！ 10 ） 文【 12 】 指出： 如何确定 LIGO 发布的波形是 “ 引力波波形 “ ？ 这种波形必然与，黑洞碰撞融合 、 各种基本粒子演变、转化，它们静止质量改变而产生的大量不同频率的 “ 光波 ” 整 合成为统一的 “ 波形 “ 。 这各种频率经 13 亿光年距离的红移，对 “ 波形 “ 的 ” 改变 ” 如何确定？ 如何就能判定测到的 “ 波形 “ 和 经处理后的 “ 波形 “ ，就是 “ 引力波波形 ” ？ 根据报道所说，突然发现 LIGO 仪器探测到有 0.5 毫秒（ ms ）的一段波形 ， 很像他们数据库中 “ 双黑洞融合模型 ” 计算出来的 “ 引力波波形 ” ，但是，没说明它怎么会是 “ 引力波 ” ，就宣称：那是 13 亿年前，两个黑洞合并而产生的引力波。 这需要说明也需要天文观测或其它旁证。 而且，两个黑洞合并，各种基本粒子可能的演变所产生的光子 、暗物质的“黑子”、引力波的引力子相互作用， 以及各频率红移对波形的影响，怎能从仅 0. 5 毫秒（ ms ）的一段波形就能判定？ LIGO 的参与者一再强调提高灵敏度才捕捉到 “ 引力波 ” ，从未给出利用雷达技术中匹配滤波把杂波滤到什么程度，从未谈及信杂比这一关键指标，怎能不让人怀疑 LIGO 发布的波形是杂波，不像是信号波形。 0. 5 毫秒（ ms ） 前后时间段的波形又是什么样呢？ 不说明这些问题，怎么能肯定测得的就是： 13 亿年前 2 个黑洞碰撞融合产生的 “ 引力波 ” ？ 文【 12 】还 指出： 牵引运动的物体间，只要有力的作用，就有 “ 时空弯曲 ” 特性。 但是，并非只要有 “ 时空弯曲 ” ，就能产生静止质量 =0 的粒子；就能有相应的波。 也不是所有的相互作用力矢量，都能产生静止质量 =0 的粒子；都能有相应的波。 11) 为什么别国激光干涉仪没有收到信号？ 在美国的 LIGO 计划开始 实施 之后，欧洲也开始进行引力波探测计划。 目前，比较大型的探测器是由英国和德国合作，在德国 Hannover 附近建造 了 GEO 600 探测器 . 由法国和意大利合作，在意大利 Pisa 附近的 VIRGO 探测器 。 GEO 600 探测器的臂长是 600 米，而 VIRGO 的臂长是 3000 米。相比之下 , VIRGO 的造价和性能都 远高于 GEO 600 ，而 和 LIGO 相当。 日本也开始建造大型的 KaGRA 引力波探测器 。 KaGRA 项目终于在 2008 年立项。目前，这个探测器的建设已经基本完成，进入了调试阶段。印度也开始加入了引力波探测的行列。开设一个 LIGO-India 的引力波观测站。 GW150914 发现引力波 只 是一个偶然。 尚不明确 VIRGO 探测器 为什么收不到信号？ 五 . 讨论 1. 目前探测引力波的辐射源都是离地球很远的天体事件。不可能直接测量引力波辐射源。 在地球上有没有引力波辐射源 ？如果有这种源，其辐射强度即使比太阳“黑洞”并合弱得多，但距离也近得多，有无可比性？另外引力波源能否人造？加速质量形成引力波，这里说的质量和加速度的最小值所需量值是多少？地球上 能否实现？如果灵敏度按 10^(-2 2). 香港参与者解读时认为这次黑洞并合可类比 4 亿亿亿亿核弹同时爆炸所产生的辐射能量。其根据何在？照此说法，此能量到达地球观测点是多少瓦？ 2. 引力波属性的研究是关系到有无开发价值的问题。“科普中国”发表“引力波专家”方舟子的科普，文中指出： 1) 根据相对论， 质量可以转化成能量 ，这少掉的 3 个太阳质量就转化成了能量。这个 能量无比巨大 ，其功率比整个可观察宇宙的所有恒星发出的所有的光的功率还 要大 50 倍 ，它以引力波的形式辐射开去，经过了 13 亿光年的距离，到达了地球，用一个能够检测到幅度变化不到质子大小的千分之一的 极其精密 的仪器，才被捕捉到了。 2) 引力波的推导要用到 非常高深的数学 .3) 引力波是非常微弱的，是 没有应用价值的 ， 4) 太阳与地球这个系统发出的引力波的功率也就大约 200 瓦， 不到一辆汽车功率的 1% 。 5 ） 引力波是向各个方向扩散开去的， 方舟子这几点论述有“创新”，就是不知道怎么得到的？ 3. 方舟子上述观点的根据何在？黑洞并合产生的能量是多少？考虑暗物质和各类星体的影响，到观测点的功率是多少瓦？与太阳到地球发出的引力波 200 瓦相差多少？怎么得到的？太阳与地球这个系统怎样产生引力波？是质量加速移动吗？加速度是多少？两者并合了吗？方舟子认为引力波是向各 个方向扩散开去的， 这意味辐射源是各向同性辐射 吗？ 你怎么知道的？是理论还是实测？ 另外方舟子认为引力波很微弱， 没有应用价值 。为什么各国都化很多钱研究呢？ 没有应用价值就不必搞三个太空探测计划： “天琴计划”、“阿里实验计划”、“空间太极计划” 。方舟子你连发二篇大作谈引力波还有什么意义呢？！难道不是自相矛盾吗！自认为“引力波专家”的方舟子需要回答自己提出的论点，然后再报“私仇”，再批中国民众科学素质低下！不要自作聪明提出什么“金标准”。 4. 关于引力波的基本参数：频率范围。居然媒体报道的值相互矛盾。从低频到中频，再到高频。 LIG0 测试频率范围是多少？我国有些名家发布言论应该慎重，不知道就不要说，说错了影响不好。 1） 文【 2 】指出： 2009 年的观测实验中实现 100Hz 频率，距离变化探测灵敏度 3X10 的负 22 次方。 2 ）文【 12 】指出： LIGO 测量的是 波长最短 的。所以不同波长的引力波起源是不一样的，产生相应引力波的天体是不一样的。 没有说明 LIG0 测试 的 频率范围是多少。 3 ）文 : 在 2005 年到达了设计灵敏度，可以测量在 60Hz 至 10kHz 的引力波，位移变 的 灵敏度达到 10^-21 。 4 ） 陈雁北给出的频率范围： LIGO 探测到的 35-350Hz , 全部落入 LIGO 的敏感频带 。 5. 在无线电频率中， 300Hz 以下的超低频、极低频虽然因携带的信息量很少往往不被重视， 但它对介质的巨大穿透力和在地球圈层间极远的传播能力却是其他波段无法比拟的。早在20世纪中叶，地球物理学家发明了利用大气中雷电等产生的天然超低频和极低频电磁信号来探测地质构造（MT法），其后又发明了人工产生超低频和极低频(CSAMT)等方法，进一步达到了人工控制信号频率、强度、甚至辐射方向的目的，改善探测精度和发展了其他用途，例如利用超低频、极低频监视地下岩层 电参数的变化进行地震预测的研究；利用不同深度地壳电阻率的变化进行局部矿藏、油气层和地下水的探查；在同样时期内，由于军事上对水下潜艇通信提出了更高要求，世界潜艇大国对超低频、极低频远距离大深度的无线电水下通信进行了大量研究，也促进了对超低频、极低频和更低的频率电磁波传播研究的进展。最新的科学研究成果表明通过多方面的结合，一种新的多用途大功率人工源无线电磁法(WEM)可以使超低频、极低频的电磁波有效覆盖半径达数千km，探测深度可达数十km，具有同时向不同的区域为多用户发送事先计划好的电磁信号的能力，该方法将成为一种新的多学科、多用途科学研究手段，所有这些都需要对超低频、极低频和更低的频率的发射和传播特性有更深的研究和了解。【13】 从频率范围、传播速度看，电磁波与引力波是相近的。电磁波是电子，引力波是引力子，黑洞是黑子，这三者有无关联，电子、光子都属于电磁波，已被捕捉到。从麦克斯韦发表电磁理论至今已150年，经历了四个阶段：发表电磁理论；预言电磁波存在和光是电磁波；验证电磁理论，发明电磁波源和天线证明电磁波存在；电磁场量子化，捕捉电子和光子，电磁场转化为光子场。 可是爱因斯坦提出引力波概念和引力波方程已经完成100年，爱因斯坦本人对引力波真实存在是怀疑的。理论推导上有审稿人指出问题，物理概念上在上个世纪60年代才引起重视。LIGO认为他们验证了引力波存在，但无人在地球上找到和发明引力波源、收发引力波天线，没有实现引力波直接测量及其可重复性。如果有人找到引力子存在，也能直接验证引力波存在。也就是说，引力波的工作只完成一步半，与电磁波比相差甚远。 笔者在想： 我国研究者能否在国家层面将超低频、极低频的无线电波和引力波研究接轨，这对于超高音速飞行器探测、地震波探测、地下矿藏、油气层、地下水的探测结合起来，对核潜艇和水下机器人的水下通信研究等十分有利和必要的。 结语：引力波测量机理解释有自相矛盾之处，视角单一，方法间接，数据偶然不能重复，未知因素颇多，涉及诸多学科，问题复杂，暂难定论。 引力波测量属当代前沿课题，名家云集，思路和方法正在转变，视角由单一转向多视角，取胜者不一定是权威，应是集各家之长，用复杂思维探索者。 参考资料 乔辉 , “ 人类首次直接探测到引力波 ” , 腾讯太空 ,2016/2/12 0:37:18. 陈卫标 , 引力波的激光直接测量 ,10000 个科学难题，信息科学卷 10000 个科学难题 信息科学卷／“ 10000 个科学难题”物理学编委会。一北京：科学出版社， 2009.] 宋雅娟 ， 专家：中国的引力波探测仍在纸上 ，科普中国 ， 2016-02-23 。 张天蓉 ， 电磁波和引力波 ， 科学网 ， 2016-2-28 . 本文引用地址： http://blog.sciencenet.cn/blog-677221-959161.html  此文来自科学网张天蓉博客 . 龚雪飞 罗子人 刘润球 , 引力波探测， 10000 个科学难题，物理学卷 10000 个科学难题物理学卷／“ 10000 个科学难题”物理学编委会。一北京：科学出版社， 2009. p922 刘霞 , “霍金 以新理论破解 “信息悖论” ， 科技日报， 2016 年 1 月 12 日。 刘园园 ， “项链”黑洞或颠覆广义相对论 ， 科技日报 ， 2016 年 2 月 19 30Hz 到 300Hz 。 日 . 引力波探测亲历记 , LIGO 中国物理学家谈黑洞穿越和三体 ，知社学术圈， 2016-02-12 。 陈雁北：就引力波探测质疑答读者问 , 知社学术圈 , 2016-02-18 11:53 , http://toutiao.com/i6252523459323101698/ 陈雁北： 50 年引力波探测成功的启示 ， 来源：光明网 - 光明日报， 2016-02-26. 陈 学雷：探测原初引力波对了解宇宙起源意义重大 ， 来源：光明网， 2016-02-22 09:44 吴中祥 ， 爱因斯坦与罗森 “引力波存在吗？”纠正的论文非常正确 ， 本文引用地址： http://blog.sciencenet.cn/blog-226-959455.html  此文来自科学网吴中祥博客 。 袁翊 , 超低频和极低频电磁波的传播及噪声，一北京：国防工业出版社， 2011.6 。 黄志洵著，波科学与超光速物理，一北京：国防工业出版社， 2014.5 。 P.262 。 台媒 : 日本成功发射天文卫星 有助于解开黑洞之谜 , 来源： 参考消 息 网 ,2016-02-18 . 杨正瓴 , 引力波：这次探测到了吗？ 来自科学网 , 2016-2-18 . 本文引用地址： http://blog.sciencenet.cn/blog-107667-957091.html  此文来自科学网杨正瓴博客 。 刘华杰， 2016-02-12 ，凭什么相信引力波检测的结果？ http://weibo.com/p/230418485ea8790102weot 。 鲍得海，关于 LIGO 发现【引力波】的若干质疑 , 2016-02-15 ， 来自科学网 . http://blog.sciencenet.cn/blog-5190-956313.html . 张轩中 , 专访引力波专家陈雁北 , 2016-2-19 , 来自科学网 . 本文引用地址： http://blog.sciencenet.cn/blog-3044428-957204.html  此文来自科学网张轩中博客 。
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引力波的由来
热度 1 dsm9393 2016-3-2 20:37
引力波的由来 关于引力波的几个问题的进一步讨论（1） 都世民 一 ． 美国激光干涉引力波天文台（ LIGO ）执行主任大卫 • 瑞兹宣布 ： “ 女士们先生们，我们检测了 引力波 。我们做到了！ ” 美东时间 2016 年 2 月 11 日 10 点 30 分（北京时间 23 点 30 分），科学家们寻找引力波的努力终于收获成果 。 此时，距离 1916 年 ， 爱因斯坦 预言引力波存在刚好一百年。 阿尔伯特 • 爱因斯坦在 1916 年提出广义相对论，认为引力是由于质量所引发的时空扭曲所造成，任何有质量的物体加速运动都会对周围的时空产生影响，其作用的形式就是引力波。 【全文参见： 崔筝 ， 于达维 ， LIGO 发现引力波 验证爱因斯坦百年预言 ， 来源 ： 财新网 ， 2016 年 02 月 12 日 。】 二. 爱因斯坦于 1914 年 3 月抵达柏林。到位一年后 ， 就发表了广义相对论。 1916 年 6 月， 爱因斯坦 基于自己一年前建立的广义相对论在《普鲁士科学院会刊》（物理数学卷）发表了第一篇预言引力波的论文。 1918 年 2 月，他在同一期刊发表了第二篇关于引力波的文章，详细探讨了这种奇特的弯曲时空中的涟漪。 1936 年，爱因斯坦对引力波失去了信心，差一点闹出科学史上的大笑话。 1936 年 6 月 1 日，爱因斯坦与合作者内森·罗森（ Nathan Rosen ）完成了一篇题为 “引力波存在吗？ ”（ Do Gravitational Waves Exist? ）的学术论文，并将它投给了美国物理学会主办的《物理评论》期刊。在这篇文章中，爱因斯坦和罗森给出的 答案是否定的 ，就像他在写给德国物理学家马克斯·玻恩（ Max Born ）的信中所说的，“…我与一位年轻的合作者得到的有趣结果是， 引力波并不存在 ，尽管在初级近似下 ， 它们的存在曾被认为是确定无疑的。这表明非线性的广义相对论波动场方程 ， 可以告诉我们更多东西，或者更确切地说，对我们的限制远多于我们迄今为止所相信的。”他们的论文在《物理评论》编辑部滞留了整整一个月，才于 7 月 6 日被送审。时任《物理评论》期刊主编的约翰·泰特（ John T. Tate ）将它的论文送 审于 普林斯顿大学霍华德·罗伯逊（ Howard P. Robertson ）副教授。罗伯逊是那个时期少数几个深谙广义相对论真谛的美国物理学家。撰写了长达 10 页的评审报告 。 罗伯逊指出了论文中的错误 ， 并提出修改 建议。 1936 年 7 月 14 日 ， 他把审稿意见连同给泰特的信 一同 寄出。 7 月 23 日，泰特致信爱因斯坦，建议他与合作者考虑审稿人的意见，对论文做修改。 7 月 27 日，泰特收到了一封来自爱因斯坦的撤稿信 。 爱因斯坦用 德语写 道： “亲爱的先生，我们（罗森先生和我）投稿给您是为了发表，并没有授权您在论文发表之前让任何专家过目。我认为没 有 必要回复 审稿人 那些错误的意见。基于这种情况，我宁愿把论文发表在其它地方…” 在 7 月 30 日 ， 主编的约翰·泰特 还 专门写信给爱因斯坦，对这位 名家 不回复审稿意见和撤回论文的决定表示遗憾。 这表明爱 因斯坦与合作者内森·罗森 坚持认为： 引力波并不存在 。 随后 ， 爱因斯坦将他和罗森的那篇质疑引力波的论文 ， 投给了《富兰克林研究所学报》。 这次审稿人还是 罗伯逊 ，他 当面向爱因斯坦 说明他们论文中有关计算方面的修改意见 。其实罗伯逊早把这种思路写在七月份的审稿 意见 中 。 爱因斯坦在收到《富兰克林研究所学报》寄给他的论文刊发校样时，对先前的计算做了修 改 ，论文的题目修改成“ 论引 力波”（ On Gravitational Waves ）。于 1936 年 11 月 13 日 ，寄送到 费城的《富兰克林研究所学报》编辑部。 1937 年 1 月，爱因斯坦和罗森的论文正式发表 。 虽然两人在论文的附注中感谢罗伯逊的帮助，但没有说明帮助 的具体内容 。 【 本文引用地址： http://blog.sciencenet.cn/blog-3779-959229.html  此文来自科学网邢志忠博客，转载请注明出处。 】 三 . 爱因斯坦在 1916 年就预言了引力波，但他对自己的这个预言的态度是反反复复的。直到 1936 年 ， 爱因斯坦本人尚未 对 引力波存在 与否 有一个确定的答案。因为他曾经在一篇论文中得出“引力波不存在”的结论！但因为该文中的计算有一个错误，被“物理评论”拒绝。当年，愤怒的爱因斯坦转而将此文投给“富兰克林学院学报”，文章即将发表时 ， 爱因斯坦自己也发现了他的错误，于是将文章标题改变了【 1 】。后来又设法重写了论文，计算核实准确之后 ， 才在 1938 年发表【 2 】，最终确定了引力波的存在。电磁波和引力波 ， 张天蓉博客 ， 2016-2-28 【 1 】 Einstein, A., Rosen, N.: On Gravitational Waves. In:Journal of the Franklin Institute 223 (1937), 43–54. 【 2 】 Einstein, A., Infeld, L., Hoffmann, B.: The GravitationalEquations and the Problem of Motion. In: Annales of Mathematics 39 (1938),65–100. 【 本文引用地址： http://blog.sciencenet.cn/blog-677221-959161.html  此文来自科学网张天蓉博客 。】 四 . 1915 年，爱因斯坦发表了场方程，建立了广义相对论。一年之后，史瓦西发表了后来被用来解释黑洞的爱因斯坦场方程的解 。 1963 年，克尔给出了旋转黑洞的解。 1974 年脉冲双星 PSR1913+16 的发现证实了致密双星系统的引力辐射完全与广义相对论的预言一致。 2016 年 2 月 11 日， LSC （ LIGO 科学合作组织， LIGO Scientific Collaboration ）向全世界宣布：人类首次直接探测到了引力波，并且首次观测到了双黑洞的碰撞与并合。 【 明镜 ， 胡一鸣 ，什么是引力波？学者 : 发现它意味着人类有了第六感， 来源： 凤凰资讯 发稿时间： 2016-02-12 ， 中国青年网 。】 五 . 美國科學家 11 日宣佈，他們探測到引力波的存在。引力波是愛因斯坦廣義相對論實驗驗證中最後一塊缺失的「拼圖」。 美國當地時間 2 月 11 日上午 10 點 30 分，美國國家科學基金會 (NSF) 召集了來自加州理工學院、麻省理工學院以及 LIGO （激光干涉引力波天文台）的科學家在華盛頓特區國家媒體中心宣佈：人類首次直接探測到了引力波 ! 參與研究項目的主要科學家 —— 麻省理工大學教授賴納 · 韋斯說：「如果我們能夠把這一消息告訴給愛因斯坦，那麼 他的表情一定會很好玩。 」 【 愛因斯坦預言獲證實 ! 人類宇宙認知進引力波時代 ， 來源：新華社、果殼網 ， 2016-02-12 。】 六． 100 年前，愛因斯坦的廣義相對論預言了引力波的存在。但愛因斯坦也曾認為，由於引力波太過微弱，它 無法被探測到 。參與 LIGO 項目的墨爾本大學研究人員孫翎告訴記者，這次“我們既證明了他的正確，另一方面 他也說錯了 ，我們真的探測到了”。 【 中國評論新聞：發現引力波 全球科學家怎麼看 ， 來源：新華社， http://url.cn/2BGXaHN 】 七． 科技日报曾发文，国外媒体发布爱因斯坦生前史料，因看不清图片上具体内容，不作讨论 。 如上所述，对有关引力波理论的确立，在细节上有差异。但下列问题如何理解： 1） 引力波这一概念确认无疑是爱因斯坦先生提出的。 2） 对引力波存在与不存在的反复，有两种理解：一种认为爱因斯坦先生认为引力波太過微弱，它 無法被探測到 。另一种认为爱因斯坦在理论推导过程中发生错误，导致反复。是审稿人 霍华德·罗伯逊 纠正他的论文错误后，才发表关于引力波的论文。这两种看法差异大，史实有待史学家确认。第三种看法认为爱因斯坦对引力波的存在是不确定状态。 3） 提出引力波概念是爱因斯坦。确认引力波的真实存在是 LIG0 。 4） 确定引力波存在或预言的理论应包括审稿人 霍华德·罗伯逊 。 5） 如何确定“引力波”原创人，才是公正合理的？！
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电磁波和引力波
热度 35 tianrong1945 2016-2-28 07:33
也难怪很多人对 LIGO 探测到的引力波质疑，因为这次结果的确是太突然、太幸运了。并且，尽管爱因斯坦在 1916 年就预言了引力波，但他对自己的这个预言的态度也是反反复复颇为有趣的。 爱因斯坦本人直到 1936 年对此还尚未有一个确定的答案。他曾经在一篇论文中得出“引力波不存在”的结论！但因为该文中他的计算有一个错误，被“物理评论”拒绝。当年，愤怒的爱因斯坦转而将此文投给“富兰克林学院学报”，文章即将发表时爱因斯坦自己也发现了他的错误，于是将文章标题改变了 【 1 】 。后来又设法重写了论文，计算核实准确了之后才在 1938 年发表 【 2 】 ，最终确定了引力波的存在。 对大众而言，“引力波”、“黑洞”，“相对论”，这些远离人们日常生活的名词，突然一转眼就变得现实起来。并且， LIGO 这次探测到的双黑洞融合事件还是 13 亿年之前就已经发生了的事件，辐射的引力波在茫茫无际的宇宙中奔跑了 13 亿年之后，在其能量为顶峰的一段短暂时间内（约 0.2 秒），居然被当今的人类探测到了，这些人们难以想象的天文数字，听起来的确像是天方奇谈。 不过，大多数人对电磁波还比较熟悉，起码这个名词经常听到，因为它与我们现代社会通讯系统密切相关。那么，既然引力波和电磁波都是“波”，我们就来比较一下这两个“兄弟”，以此加深大家对这次引力波探测事件的理解。 1. 从赫兹实验到 LIGO 英国物理学家麦克斯韦于 1865 年预言电磁波；爱因斯坦于 1916 年预言引力波。 1887 年，赫兹在实验室里用一个简单的高压谐振电路第一次产生出电磁波 【 3 】 ，用一个简单的线圈便能接受到电磁波； 2016 年，美国的 LIGO 第一次探测到引力波 【 4 】 ，团队的主要研究人员就有上千，大型设备双臂长度 4 公里，造价高达 11 亿美元，见图 1 。 电磁波从预言到探测，历时 23 年；引力波从预言到探测，历时 100 年。 图 1 ：电磁波和引力波探测设备 从上面的数据可见，引力波的探测比电磁波的产生或接受困难多了。其根本原因是由于两者的强度相差非常大。 世界上存在着 4 种基本相互作用。其中的强相互作用和弱相互作用都是“短程力”，意味着它们只在微观世界很短的范围内起作用。 4 种相互作用中，引力是强度最弱的，它比电磁作用，至少要小 10 -35 倍。 加速运动的电荷 q 辐射电磁波，加速运动的质量 m 辐射引力波。 电磁波的强度能够容易地在实验室中被探测到，但从现在的技术观点看起来，强度比电磁波小三十几个数量级的引力波，不可能在实验室中测量到，也不太可能在近距离的普通天体运动中观测到。 根据广义相对论进行计算，最有可能探测到引力波的天文事件，是大质量星体的激烈运动。比如说，双中子星或双黑洞互相绕行最后融合的事件。那段过程中，双星系统将发射出巨大数量的引力波。对于宇宙中发生的此类事件，天文学家们已经研究很长时间了，事实上， 1947 年，在欧洲的华人物理学家胡宁发表的《广义相对论中的辐射阻尼》一文中，就最早对双星系统的引力辐射效应作出了理论证明 【 5 】 。 1975 年，两位学者从观测双中子星相互围绕对方公转的数据，间接证实了引力波的存在 【 6 】 ，并因此荣获 1993 年的诺贝尔物理奖。近年来，人们对双黑洞的碰撞融合过程进行了大量的计算机数值计算和图像模拟，也从统计学的角度，研究了各类质量的双黑洞碰撞在宇宙中发生的概率，及地球上探测到这些事件辐射的引力波的可能性。通过这些多方面详细深入的研究，科学家们对引力波的探测信心倍增，才在几十年前启动了 LIGO 的巨资大工程项目。并且，不仅仅是美国，还有欧洲的 VERGO ，印度的 LIGO ，日本的 KAGRA ，等等，都陆续在升级或建造中，见图 2b 。除此之外，还有探测引力波的空间站，比如 LISA 等，则定位于更为低频的引力波源。 图 2 （ a ）无线电通讯网（ b ）引力波的全球探测网 即使是黑洞碰撞产生的强大引力波，传播到地球时对地面上物质产生的影响也只是微乎其微，因为这些事件都是发生在很遥远的宇宙空间。话说回来，这也是人类的幸运，地球位于广漠宇宙中一片相对平静的空间区域，人类繁衍于一段比较安全的时间间隔。否则的话，我们也就不可能在这儿讨论引力波了。引力波和电磁波一样以光速传播，传播一定的距离需要时间，天文学中经常用光旅行所用的时间来表示距离，称之为“光年”。比如说，照在我们身上的太阳光就是太阳在 8 分钟之前发出来的，也就可以说，太阳离地球的距离是 8 “光分”。而 LIGO 这次探测到的引力波呢，则是两个黑洞 13 亿年前发出的，或者说，双黑洞与地球的距离是 13 亿光年。 这个黑洞融合事件辐射的引力波到达地球时，引起物体长度的相对变化只有 10 -21 。这个数字是什么意思呢？如果有一根棍子，像地球半径（ R=6400 公里）那么长，那么，黑洞来的引力波将引起这根棍子的长度变化 dL=10 -21 R=10 -11 mm （ 1 毫米的一百亿分之一！）。 我们无法做出一根和地球半径一样长的棍子，但科学家们尽量延长探测臂的长度。比如 LIGO 两臂的长度均为 4 公里，因此，引力波将使得每个臂的长度变化 dL=4x10 -18 m 。 用什么“尺子”来测量这么小的长度变化？科学家们又请出了引力波的大哥 - 电磁波，以激光的面貌出现。所用仪器是和 1887 年迈克耳逊的干涉仪 【 7 】 基本同样的原理。干涉仪向不同方向发出两束激光，在两个长臂中来回后进行干涉，从干涉图像则可以测量出两臂长度的微小差异。这种设备是爱因斯坦的幸运神，当年迈克耳孙和莫雷使用这种干涉仪进行的实验，证实了以太的不存在，启发了狭义相对论。 130 年之后的干涉仪已经面目全非，叫做激光干涉仪，这次又用它证明了爱因斯坦的广义相对论。 激光干涉仪也不仅仅帮爱因斯坦的忙，它们是物理实验室中常见的设备，多次为科学立下汗马功劳。不过， LIGO 将这种仪器的尺寸扩大到了极致，将其功能也发挥到了极致 【8】 ，使得长度 测量 的精度达到了 10 -18 m，是原子核的尺度的一千分之一 ，这才创造出了 GW150914 这个第一次 。 首先，科学家们让两束激光在长臂中来来回回地跑了 280 次之后再互相干涉，这样就把两臂的有效长度提高了 280 倍，使得引力波引起的长度变化增加到 10 -15 米左右，这是原子核的尺度。为了使这些激光“长跑运动员”有足够的精力跑完这么长的距离，使用的高强度激光最后功率达到 750 千瓦。为了减小损耗， LIGO 的激光臂全部安置于真空腔内，使用超洁净的镜片，其真空腔体积仅次于欧洲的大型强子对撞机（ LHC ），气压为万亿分之一个大气压。 这一切做到了极致的标准，才使 LIGO 检测到这么微弱的距离变化，这是精密测量科学的胜利。从赫兹探测电磁波的线圈，到 LIGO 这种大型精密设备，表明了人类科学技术的巨大进步。 下面，我们再来从数学和理论物理的角度，来认识一下电磁波和引力波这两兄弟。 2. 波动方程 理论物理学家们能够预言电磁波和引力波，因为它们都满足波动方程： 图 3 ：电磁波和引力波的波动方程和波源的不同辐射图案 电磁波的方程从麦克斯韦理论得到，引力波的方程从广义相对论得到。麦克斯韦方程是线性的，引力场方程本来是非线性的，但研究引力波向远处传播时，可以利用弱场近似将方程线性化而得到与电磁场类似形式的波动方程。简单而言，图 3 所示的两个波动方程，是一个同类型的等式。等式左边是微分算子作用在波动的物理量上，右边则是产生波动的波源。 电磁波的情况，电磁势（及相关的电磁场）是波动物理量，是一个矢量。电荷电流是波源。 引力波的情形，波动的物理量及波源的情况都比较复杂一些，它们都是 2 阶张量，或简称张量。图 3 中可见，矢量用一个指标表示，张量用两个指标表示。因而，张量比矢量有更多的分量。广义相对论中用度规张量来描述引力场。度规就像是度量空间的一把尺子，或者可以把它与坐标关联起来，这也就是为什么我们在解释时空弯曲时经常用类似坐标的“网格”来比喻的原因之一。因为所谓时空弯曲了，就是度规张量扭曲了，或可以看成是，坐标格子变形了。 因此，电磁波是电场（磁场）矢量场的波动；引力波是度规张量的波动。 图 3 最右边的两个图案，说明电磁波源和引力波源辐射类型的区别：电磁波起于偶极辐射，引力波起于四极辐射。 图 4 ：偶极辐射和四极辐射 引力源与电磁源有一个很重要的区别：电磁作用归根结底是电荷 q 引起的（因为至今没有发现磁单极子），引力是由质量 m 引起的，也可以将其称之为“引力荷”。但是，电荷有正负两种，质量却只有一种。因此，电磁辐射的最基本单元是偶极辐射，而引力辐射的最低序是四极子辐射，见图 4 。一个像“哑铃形状”的物体旋转，便会产生随时间变化的四极矩，在天文上可以由双星系统来实现。当一个大质量物体的四极矩发生迅速变化时，就会辐射出强引力波，双黑洞的旋转融合过程中正好提供了巨大的引力四极矩变化。 此外，正负电荷间有同性相斥、异性相吸的特点，使得电磁力既有吸引力，也有排斥力。但引力却只有吸引力一种。 也正因为电荷有正负之分，可以利用这个正负抵消的性质来屏蔽电磁力。而引力场不能靠类似的方法屏蔽。不过，因为广义相对论将引力场解释为几何效应，在局部范围内，可以用等效原理，借助一个自由落体坐标系将引力场消除。电磁场则不能几何化。 从量子理论的角度来看，电磁波是由静止质量为零，自旋为 1 的光子组成，而引力波是由静止质量为零，自旋为 2 的引力子组成。电磁波能与物质相互作用，被反射或吸收，但引力波与物质相互作用非常微弱，会引起与潮汐力类似的伸缩作用，但在物质中通过时的吸收率极低。 3.引力波的未来 1887 年，赫兹发现电磁波后，在他发表文章的结语处写道 “我不认为我发现的无线电磁波会有任何实际用途” 。而当时两位 20 多岁的年轻人，马可尼和特斯拉，却从赫兹的实验中突生梦想，逐步地计划并实现了将电磁波用于通讯上。如今，电磁波对当今人类文明的进步和发展之重要性已经毋庸置疑，众人皆知。 爱因斯坦预言引力波的时候，也认为人类恐怕永远也探测不到引力波，他当然也不可能预料引力波是否可以对人类有任何实际用途。可见，科学技术的发展有时候是很难预料的。 四种相互作用中，只有引力和电磁力一样，具有“长程”的性质。长程力才有可能用于远距离的观测和测量。虽然引力很弱，但既然在天文领域及宇宙的范围内可以探测到它们，那就有可能将来在天文和宇宙学的研究中首先应用它们。近几年来发现的暗物质和暗能量，都是只有引力效应而对电磁作用没有反应，引力波及相关的探测也许能帮助这方面的研究。 总之，这次的 GW150914 事件只是引力探索中的一个开端，远没有结束。科学家们还需要期待更多的结果。 参考资料： 【 1 】 Einstein, A., Rosen, N.: On Gravitational Waves. In:Journal of the Franklin Institute 223 (1937), 43–54. 【 2 】 Einstein, A., Infeld, L., Hoffmann, B.: The GravitationalEquations and the Problem of Motion. In: Annales of Mathematics 39 (1938),65–100. 【 3 】张之翔 . 赫兹和电磁波的发现 . 物理 ,1989, 18(5): 0-0. 【 4 】 The LIGO Scientific Collaboration, Virgo Collaboration.Observation of gravitational waves from a binary black hole merger . Phys.Rev. Lett. , 2016, 116(6). 【 5 】 Hu, N.: Radiation Damping in the Gravitational Field. In:Proceedings of the Royal Irish Academy 51A (1947), 87–111. 【 6 】 Hulse, R. A. Taylor, J. H. ， Discoveryof a pulsar in a binary system ， Astrophysical Journal, vol. 195, Jan.15, 1975, pt. 2, p. L51-L53. http://adsabs.harvard.edu/full/1975ApJ...195L..51H 【 7 】维基百科： https://zh.wikipedia.org/wiki/%E8%BF%88%E5%85%8B%E8%80%B3%E5%AD%99%E5%B9%B2%E6%B6%89%E4%BB%AA 【8】 https://www.ligo.caltech.edu/page/ligos-ifo
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[转载]关注“LIGO探测的双黑洞或属一“母”所生”一文
dsm9393 2016-2-25 16:27
关注“ LIGO探测的双黑洞或属一“母”所生 ”一文 科技日报北京2月24日电 （记者华凌）美国哈佛-史密森天体物理研究中心（CFA）的研究人员称，激光干涉引力波天文台（LIGO）在去年9月14日直接探测到引力波的双黑洞，可能同生于一个寿终正寝时爆发伽马射线的大质量恒星。相关研究成果发表在最新一期的《天体物理学》杂志上。 CFA天体物理学家艾维·劳埃伯说：“这一宇宙中的事件相当于一个孕妇怀了一对双胞胎。”这两个超恒星级黑洞的质量分別为太阳质量的29倍和36倍。LIGO探测到双黑洞并合的信号后，费米伽马射线太空望远镜从天空的同一区域在仅0.4秒后发现爆发出的伽马射线。 然而，欧洲新一代伽马射线望远镜（INTEGRAL）并未确认此信号。劳埃伯说：“即使费米的检测是虚惊一场，未来LIGO也应监测伴随事件迸发出的光。不管其是否来自于黑洞的并合，自然总会给我们带来一些惊喜。” 笔者理解这一报道的含义，LIG0发布消息应该测量伽马射线。天体事件毕竟是复杂问题，无法重复试验，无法近距离观测，理论及建模也不成熟。不少问题有待解决。 因担心版权纠纷，笔者只摘录转载！
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科学网上的“民科”为什么“气焰嚣张”？
热度 32 jmluo0922 2016-2-24 18:16
这是一个应该深思的问题！ 民科？ 主流眼里的民科，是什么样的人？ 反对主流的人，质疑主流的人。 主流可不可以、该不该被质疑？ 为什么经不住质疑？ 不敢面对质疑？ 因为，主流认为，他们的共识就是科学， 质疑他们就是在质疑科学！ 举一个刚刚发生的例子。 LIGO只有两个点的测量数据，是不足以测定引力波的， 就这么简单一个事实， 有什么需要回避的？ 是就是是，不是就是不是！ LIGO两个点的数据，能从实验上确定，引力波速度、方向和强度吗？ 就能验证13亿年前的双黑洞融合事件，成为广义相对论的证据！！！ 你们还是把这些最基本的问题回答清楚了， 有了底气，才去骂人吧！ LIGO实验之所以引发质疑， 根本原因是实验结果，相关结论缺少应有的科学严谨！ 有些人认为： 科学网民科气焰嚣张， 我认为： 某些所谓的官科既无能，又无德！ 引起了广泛的民愤而矣！
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牛顿表态，LIGO本次测量结果什么也证明不了！
热度 6 jmluo0922 2016-2-22 16:10
道理很简单，确定三维空间中传播的引力波，即使是最简单的谐振波，至少都要三个参数； 三个未知量，需要三个条件才能求解， 这是学了中学代数就应该明白的道理！ 因此，LIGO至少需要选择三个不同空间点测量引力波数据，才能测定引力波， 之后才可能验证相关理论和模型！ LIGO只有两组数据， 就验证了13亿年前双黑洞融合产生的引力波， 这不是天方夜谭，是什么？ 我真不明白，他们是如何做到的！！！
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LIGO实验：任重道远！
热度 9 jmluo0922 2016-2-21 12:48
首先，热烈祝贺LIGO项目首次测量到了引力波事件！ 下图是LIGO项目两个测量点(H1,L1)布局（左）、实验原理（中）和测量结果（右） LIGO项目组通过PRL和新闻发布会宣布， 已经探测到距离地球约13亿光年的两个大约30太阳质量的黑洞碰撞所发出的引力波。 上图给出了引发本次引力波事件，双黑洞互相作用与融合过程的理论模型，以及NR模拟计算出测量点时空扭曲应变谱。 张天蓉博士在其博客中对这个过程以及如何粗略地估计引力波源（黑洞）到地球的距离，作了简明而清晰的描述，引用如下： “两个辐射源（ m 1 和 m 2 ），一边辐射，一边互相绕着旋转，旋转速度越来越快，辐射出频率互相调制的波形，后来两个辐射源融为一体，辐射波形也随之变化，变成一个辐射源 m k ，这应该有比较成熟的数学模型。以此模型作数字计算，然后抽取参数可以得到 m 1 、 m 2 、 m k 。引力波的情况下，它们是三个黑洞的质量。再从丢失的质量 m= m k - m 1 - m 2 ，等于 3 个太阳质量 E=mc 2 。变换成能量，假设这就是辐射引力波的总能量。这些能量辐射到宇宙空间中各个方向，应该服从距离的平方反比率。然后根据测到的引力波的强度，可估计出从波源到探测器之间的距离。” =================================================== 通过以上资料，我们是可以理解LIGO实验的基本原理，以及如何通过测量到的数据来验证相关理论和模型的。 对于LIGO的实验结果是否对双黑洞融合现象及相关理论作出了科学严格的验证，我们必须对这个引力事件做出全面分析： 1、事件发生在13亿年前，当时的宇宙与现在是有非常大的区别的，因为宇宙是在不断的演化，不断的加速膨胀； 2、引力波经过13亿年漫长旅行达到地球，需要穿越13亿光年的巨大的空间距离，旅行过程中，遇到影响其传播和强度的天体，包括星系、黑洞、暗物质，是完全可能的。 因此，宇宙时空的演变，以及天体对引力波的影响是绝对不能忽略的！就目前的理论和测量技术，这两个影响因素是难以给出结果的。 另外， 要确定达到测量装置的引力波，至少需要三个独立的测量数据。 对于三维空间中传播波的描述，至少需要三个参量。二个是用于传播方向，另外一个用于振动幅度。因此， LIGO只有两组独立数据，能完全确定引力波吗？。 LIGO研究人员非常辛苦，得到测量数据后太兴奋，我觉得他们的结论下得太草率、太武断， 正如鲍得海师兄博客质疑文章中指出，没有考虑传播过程对引力波的影响， “。。。LIGO这样的超级简化模型下得出的“完美拟合”，也许恰恰“暗示”其【伟大结论】的可疑 ？” LIGO不考虑暗物质的影响，就得出了完美的拟合，正是对宇宙学另外一个重大问题“暗物质、暗能量”的否定。 现在我们急迫的等待 中国的暗物质探测卫星“悟空”给出关于“暗物质”的答案！！！ LIGO任重道远，“悟空”任重道远！！！ （注：关于暗物质的概念，对引力、星系、宇宙的影响，请大家参见Wiki或百度词条。） -------------------------------- Wiki暗物质概述 ： 暗物质 (Dark matter)，既看不见又不发出 辐射 的物质，占 宇宙 的90%。它们不可见，但通过它们对 星系 和银河 星团 的引力作用结果，可以推断它们确实存在。 在 宇宙 学中，暗物质是指那些不发射任何光及 电磁辐射 的 物质 。人们目前只能通过引力产生的 效应 ，得知宇宙中有大量暗物质的存在。 暗物质存在的最早证据，来源于对球状星系旋转速度的观测。现代 天文学 通过引力透镜、宇宙中大尺度结构形成、微波背景 辐射 等研究表明：我们目前所认知的部分大概只占宇宙的4％，暗物质占了宇宙的23%。还有73%，是一种导致宇宙加速膨胀的暗能量。暗物质的存在，可以解决大爆炸理论中的不自洽性，对结构形成也非常关键。
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陈雁北教授应该回答的两个基本问题
热度 11 jmluo0922 2016-2-19 14:21
1、 鲍得海师兄的质疑 【问题5】本次项目，是否考虑了暗物质和暗能量？ 【答】据二傻考证，本次理论计算根本没有计入“引力波”在13亿光年传播过程中的任何可能“变形”。大家要知道： 13亿光年可不近！（接近已观测宇宙大小的1/10）。“引力波”传播过程中，遇到大质量物体（其它黑洞）或者 暗物质暗能量（这些东东不是被公认占据宇宙95%以上的质量能量吗？）的概率是相当大的！其“波形”在传播过程中发生严重变形的概率也是非常大的！ 考虑到宇宙中存在大比例的“黑洞、暗物质暗能量”已经是主流概念，LIGO这样的超级简化模型下得出的“完美拟合”，也许恰恰“暗示”其【伟大结论】的可疑？ 2、另外，是我要问的一个关于理论计算的问题： EOBNR理论模型中，有多少待定参数？这些参数是不是都可以通过LIGO干涉图数据完全确定？ 如果做不到，我们就不能说“ EOBNR理论模型得到了测量数据的直接验证！！！ ” 注： 这两个问题如果得不到解决，黑洞碰撞模型就只能是LIGO测量数据的一种猜测性解释。
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LIGO发现的引力波的主要参数为何未见公布？
热度 2 dsm9393 2016-2-17 16:40
LIGO发现的引力波的主要参数为何未见公布？ 都世民 从2016年2月l1日至今，已快l周时间，只听炮声响，未见烟雾起。是我们离美国太远，还是互联网不通。 1. 为什么发现了“引力波”，却不公布波参数？ 2. 为什么说引力波传播速度是光速，却无测试结果？而用爱因斯坦的说法，是证明爱因斯坦理论吗？这不是互相矛盾吗？，就应该公布这一关键数据！否则别人怎么相信你真的捕捉到引力波？如果等待天文观测黑洞融合时间，为什么过早宣布捕捉到引力波？假如两者矛盾该怎么办？ 3. LIGO发现的引力波的频率或波长是首要参数，到底测量值是多少？从发布的波形图不 能说明你真的探测到引力波！请看有关专家解读： a ）中科院院士、中国科学院大学副校长吴岳良介绍，类似 LIGO 这样的地面激光干涉天文台探测的是 高频引力波 ， 频率在 10 赫兹以 上，主要来自致密双星；而中频引力波则来自中等质量致密双星，宇宙大爆炸最早期产生的原初引力波也属此类；至于 低频引力波，则来自于双星系、超大质量双黑洞和大质量比双黑洞的并合 ，以及大质量天体的爆炸等。如果只在地面聆听，受空间距离的限制和地球重力梯度噪声的影响，频率低于 10 赫兹的引力波将无法被探测到。 1993 年，欧洲空间局（ ESA ）首先提出激光干涉空间天线（ LISA ）计划，在 10-4 至 10-2 赫兹波段进行空间引力波测量。 美国提出了后“爱因斯坦计划”，它包括两颗星，其中一颗是“大爆炸观测者”，着重于探测地面和 LISA 所探测波段之间的中频 (1 × 10-2 至 100 赫兹 ) 引力波 。日本也提出了在相似频段观测引力波的 DECIGO 计划。 b ） 引力波按频率可以分为高频、中频和低频三种，这次 LIGO 发现的是中频部分的引力波。 三种引力波的来源、性质、探测手段并不完全相同。这些性质上的差别决定了高频、中频和低频引力波的应用方向定会有很大差别（如果将来有一天引力波技术能走向应用） 本文引用地址： http://blog.sciencenet.cn/blog-1001977-956558.html  此文来自科学网乔琛凯博客 。 c ） 引力波也有不同的波段—— 高频 主要来自致密双星的引力辐射（ 大于 10Hz ）； 中频 主要来自中等质量致密双星以及宇宙大爆炸早期产生的引力波（ 小于 10Hz ） ； 低频 主要来自双星系、 超大质量双黑洞和大质量比双黑洞的并合及大质量天体的爆炸等 。 （ 中科院力学研究所 院士胡文瑞 ） http://tech.gmw.cn/2016-02/17/content_18912080.htm 。 d) 地面引力波探测器普遍只对 几十赫兹 以上的引力波信号敏感，因此其探测目标主要集中在类似双星合并、超新星爆发、表面有山包的高速旋转中子星等系统上，其作为天文观测手段的距离能力也相对有限。为了利用引力波研究自然界中更普遍的稳定双星系统、更有趣的超大质量黑洞合并、以及超大质量黑洞俘获普通天体等过程，并且把观测范围延伸到更早期宇宙，人们需要建造工作在更低频段 。 地基 探测器探测引力波的频率范围是 1 赫兹 ~10^4 赫兹 。除了地基引力波探测器之外，科学家也在积极筹备“激光干涉太空引力波天线”（ LISA/ eLISA ）。理论上， eLISA 探测引力波频率范围 为 10^-5 赫兹 ~1 赫兹 。 （ 腾讯太空 乔辉 2016- 2 月 11 日报道 http://news.sciencenet.cn/htmlnews/2016/2/338096.shtm ） e). ASTROD 计划瞄准 10-3~10-5Hz 的引力波，干涉仪臂长为 3 × 108 公里，是一个技术难度比 LISA 还高的空间任务概念。 ALIA 采取与 LISA 完全相同的轨道与天线构型，只是干涉仪臂长缩短 10 倍，探测引力波频段也提高 10 倍。 （ 一起了解中国版引力波探测计划：中山大学“天琴计划” ， 来源： 光明科技 ， 2016-02-16 15:54 ）　 4. 科学家们针对不同频率的引力波信号源，建造了不同的引力波接收器，大致可以分为三类： ——这次宣布探测到引力波的 LIGO 科学合作组，目标是 几十到几千赫兹的高频段， 主要的引力波信号源是中子星、恒星级黑洞等致密天体组成的双星系统并合过程，探测手段就是地面数公里的激光干涉装置。 ——如果引力波的频率提升到 十万分之一到一赫兹， 对应的信号来源通常为质量更小一些的 大质量黑洞并合过程的后期， “此次 LIGO 实验在它的工作频段证实引力波的存在，也就是说，引力波在其他广泛的频段都应该存在，如果在对应这些引力波频段的探测上建造领先的实验装置，就会在未来的引力波科学大发现上占据先机。” 美国麻省理工学院物理系研究员 苏萌 说。 （ 探测引力波，中国有何作为？ 来源： 中国青年报 ， 2016-02-16 10:00 ） http://tech.gmw.cn/2016-02/16/content_18894813.htm 是中国专家说错了 , 还是 LIGO 应该公布这一数据？请看下面： 1 ) 美国麻省理工学院物理系研究员 苏萌 说 : 引力波的频率提升到 十万分之一到一赫兹， 对应的信号来源通常为质量更小一些的大质量黑洞并合过程的后期 . 这次宣布探测到引力波的 LIGO 科学合作组，目标是 几十到几千赫兹的高频段 . 主要的引力波信号源是中子星、恒星级黑洞等致密天体组成的双星系统并合过程，探测手段就是地面数公里的激光干涉装置。此次 LIGO 实验在它的工作频段证实引力波的存在 . 2) 腾讯太空 乔辉 ： 地基 探测器探测引力波的频率范围是 1 赫兹 ~10^4 赫兹 。地面引力波探测器普遍只对 几十赫兹 以上的引力波信号敏感 . 3) 中科院力学研究所 院士胡文瑞 : 低频 主要来自双星系、超大质量双黑洞和大质量比双黑洞的并合及大质量天体的爆炸等。 高频 主要来自致密双星的引力辐射（ 大于 10Hz ） . 4) 这次 LIGO 发现的是中频部分的引力波。 此文来自科学网乔琛凯博客 。 http://blog.sciencenet.cn/blog-1001977-956558.html  5) 中科院院士、中国科学院大学副校长吴岳良介绍， 类似 LIGO 这样的地面激光干涉天文台探测的是高频引力波，频率在 10 赫兹以上 . 至于 低频引力波 ，则来自于双星系、 超大质量双黑洞和大质量比双黑洞的并合 . 笔者这里只列出几位专家说法，不想都列出。网友们仔细品味这其中的道理。科学研究是严谨的，数据及其关联涉及到是否真的捕捉到引力波！单纯说灵敏度很高，同时也意味着干扰波更容易进入！
个人分类: 引力波|3069 次阅读|4 个评论
关于LIGO发现【引力波】的若干质疑
热度 51 隔壁家的二傻子 2016-2-15 16:43
PhysRevLett.116.061102.pdf 关于LIGO发现【引力波】的若干质疑 最近，美国的LIGO项目，在Physics Review Letter上发表一篇文章，并举行新闻发布会，声称其LIGO已经“发现”了 双黑洞融合过程 中所发出来的引力波。 在看了许多介绍文章之后，二傻对于其中的逻辑链条很有些迷惑不解。 于是，又仔细阅读了PRL上的原文（如下）： 参阅左上角的PRL原文 结果发现其中的逻辑链条确实有些“诡异”！ 举个简单的类比， 本次“引力波”的发现过程，特别象佛教中寻找“转世灵童”的过程。 老法师涅槃之时，说： “我的转世身份是如此，如此，…，还有特征如此、如此……你们去找吧！” 于是，众僧开始在千千万万人中寻找，终于找到一个与老法师所描述的特征非常匹配的小孩。 这不仅证明了“转世灵童”的存在！而且还证明了“转世理论”是正确的。。。 （注：二傻没有任何冒犯佛教的意思，只是觉得科学推理，应该有所不同吧？） 具体到本次观测，那两个“黑洞”，貌似只存在于假设中! 推理线索貌似是这样的： 1 、假设老爱的广义相对论是对的， 2 、计算各种模式下发出的“引力波”波形，建立海量波形数据库， 3 、调好足够灵敏的设备， 4 、守株待兔，只等在一串串的背景噪声中，出现一段与海量数据库中的某个具有相似的波形， 5 、哎呀！突然发现有段波形（就0.5秒！）很象“双黑洞融合模型”所计算出来的波形！ 6 、赶紧调整两个黑洞质量、大小、距离、角动量等参数！将理论波形与实测波形拟合到科学家可以接受的程度（5.1西格玛）。 7 、 大功告成! 发表文章！举办新闻发布会! 号称： 【伟大结论】 我们不仅发现了“引力波”， 还发现了“双黑洞”，观察到其“融合过程”， 还同时证明了爱因斯坦的广义相对论的正确无比！ 大家不觉得奇怪吗？就一段0.5秒的一次性观察记录，怎么可能“证明”这么多东东啊？ 即使NAÏVE地用“信息量”来推测，这段波形真有那么大的信息量吗？香侬先生？ 网上有不少人和二傻讨论该事件，特选出几个： 【问题1】 按 你的说法，那两个黑洞没有其它观测证据支持？ 【 答】 二傻没有见到任何其它证据啊？ 谁能提供一些 第三方证据？多谢！ 【问题2】也就是说，那俩货没人见过。然后，有人听到‘波’的一声，然后算出是一男一女亲了一下？ 【答】对!精确的比喻! 【问题3】 如果实验能重复，你可能就会信了吧？ 【答】 问题是这种实验无法重复 ! 是一次性的。就如每次转世灵童都只有一个。但是，下一次肯定还会有新的“模态拟合”(转世灵童)，但这不是科学严格意义上的“可重复”。 【问题4】不是准备建好多个探测器一起干吗？如果大家一起都检测到一样的信号，是否就OK了呢？ 【答】基于该项目逻辑上的根本问题(类似于一种“逻辑循环”)，即使有几万个设备同时发现某个“波动”，也没有从根本上加强其 【伟大结论】 的可信度。 【问题5】本次项目，是否考虑了暗物质和暗能量？ 【答】据二傻考证，本次理论计算根本没有计入“引力波”在13亿光年传播过程中的任何可能“变形”。大家要知道： 13亿光年可不近！（接近已观测宇宙大小的1/10）。“引力波”传播过程中，遇到大质量物体（其它黑洞）或者 暗物质暗能量（这些东东不是被公认占据宇宙95%以上的质量能量吗？）的概率是相当大的！其“波形”在传播过程中发生严重变形的概率也是非常大的！ 考虑到宇宙中存在大比例的“黑洞、暗物质暗能量”已经是主流概念，LIGO这样的超级简化模型下得出的“完美拟合”，也许恰恰“暗示”其 【伟大结论】 的可疑？ 【问题6】对了！有个著名 金庸， 问了一下下：您怎么知道 那个时刻，就 一对 黑洞 在HI 啊？ 【答】二傻不知！但是，根据宇宙 黑洞 数量级估计，同时在 Hi 的， 大概不止一对？？？ 【问题7】提出疑问未偿不可，但现在怀疑其真实性为时尚早、依据不足！ 【答】不是试图证明其结论错误，而是试图说明其 【伟大结论】 下得太草率! 逻辑链条非常微弱！ 如果非要二傻做出最恶毒的猜测，二傻没准会这么说： LIGO 的经费刚好用完(记得其项目主管说了：刚好在预算范围内做出了该伟大发现)，再不冒个大泡，将立即面临资金链断裂且没有后续投资的窘境……这使得他们匆匆给出不符合严格科学逻辑的草率结论。 对 不起！LIGO：你们的结论太夸张了！ 对不起！霍金：您的黑洞还是没有被证实！ 对不起！老爱：您的广义相对论，也还是需要更多证据。。。 。 【RRMARK1】本文就事论事，没有任何其它意图。 【REMARK2】有朋友问为啥二傻貌似心明眼亮？因为二傻学过《傻帮讲座》系列，特别是下面这篇： 《傻帮讲座（6）：上帝存在吗？》一文，特别适合此处！ 有兴趣者，不妨移步欣赏。 http://blog.sciencenet.cn/blog-5190-319885.html
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终于探测到了引力波
热度 39 tianrong1945 2016-2-12 09:16
2016年2月11日星期四上午10点30分，是一个物理学界值得纪念的日子，美国的LIGO（激光干涉引力波观测站）加上MIT等各处的专家们，在华府召开了新闻发布会，向全世界宣布首次直接探测到了引力波的消息 【1】 。全世界都为之振奋，天文界和物理界的专家们更是激动不已。 1. 引力波是时空的涟漪 牛顿的万有引力定律揭示了引力与万物的关系。而爱因斯坦的广义相对论则将引力与四维时空的弯曲性质联系在一起。物质的质量使得四维时空弯曲，弯曲的时空又影响其中物体的运动，使其运动轨迹成为曲线而非直线。犹如一大片无限扩展的弹性网格以及上面滚动的小球互相影响一样：网格形状因小球重量而弯曲，小球的运动轨迹又因网格的弯曲而改变，见图1a。 图1：弯曲时空和引力波 设想弹性网格上突然掉下一个很重的大铅球，图1b。铅球不仅使得网格的形状大大改变，而且还将引起弹性床的大震荡，就像一颗石子投在平静的水面上引起涟漪一样，铅球引起的震荡将传播到网格的四面八方。 将上面涟漪的比喻用到四维弯曲时空中，便是物理学家们企图探测的引力波。 与电荷运动时会产生电磁波相类比，物质在运动、膨胀、收缩的过程中，也会在空间产生涟漪并沿时空传播到另一处，这便是引力波。根据广义相对论，任何作加速运动的物体，不是绝对球对称或轴对称的时空涨落，都能产生引力波。爱因斯坦在100年之前 【2，3】 预言存在引力波，但是，由于引力波携带的能量很小，强度很弱，物质对引力波的吸收效率又极低，一般物体产生的引力波，不可能在实验室被直接探测到。举例来说，地球绕太阳相互转动的系统产生的引力波辐射，整个功率才大约只有200瓦，而太阳电磁辐射的功率是它的10 22 倍。仅仅200瓦！可以想象得到，照亮一个房间的电灯泡的功率，散发到太阳-地球系统这样一个诺大的空间中，效果将如何？所以，地球-太阳体系发射的微小引力波一直完全无法被检测到。 2.长久的等待 笔者当年博士论文的课题是有关引力波在黑洞附近的散射问题，记得30年前的一次讨论会上，有人提到何时探测到引力波的问题时无人作声，只有约翰·惠勒笑嘻嘻、信心满满地说了一句“快了！”。我当时只知道推导数学公式，对探测引力波的实验一无所知，但惠勒这句“快了”在脑袋中却记忆颇深，也从此关心起引力波是否真正存在的问题。 1993年，传来了两位美国科学家获得诺贝尔物理奖 【3】 的消息。他们便是因为研究双星运动，即两颗双中子星相互围绕着对方公转，而间接证实了引力波的存在。我当时便立即想起了惠勒的话，心想：果然“快了”！ 2000年，听说惠勒的一个学生，就是和惠勒一起合作《引力》之书的KipThorne，是加州理工学院的教授，几年前启动了一个叫LIGO的项目，专为探测引力波。1999年10月的“Physics Today”有一篇文章是关于此项目，我看了之后，脑海里又浮现出“快了”。 2007年，在加州偶然碰到一个原来一起在相对论中心的同学，他在某天文台做天体物理，谈及引力波，他也说快了，因为LIGO一年后将要再次升级，升级完成后就“快了”。 2014年，又一次传来探测到引力波的消息 【4】 。 因为普通物体，甚至于太阳系产生的引力波都难以探测，科学家们便把目光转向浩渺的宇宙。宇宙中存在质量巨大又非常密集的天体，诸如黑矮星、中子星、或许还有夸克星等。超新星爆发、黑洞碰撞等事件将会产生强大的引力波。此外，在大爆炸的初期，暴涨阶段，也可能辐射强大的引力波。 2014年传言在哈佛设在南极的BICEP2探测器探测到了引力波，指的并不是直接的接收，而是大爆炸初期暴涨阶段发出的“原初引力波”在微波背景辐射图上打上的“印记”。但是，后来证实这是一次误导，是一次由尘埃物质造成的假“印记”。 直到今天LIGO的发布会，才真正接受到了引力波。当初惠勒的这句“快了”，实现起来也至少花了30年，爱因斯坦就更不用说，已经等待一百年了！ 图2：探测引力波的实验设施和结果示意图 美国花费巨资升级的LIGO，是目前最先进的观测引力波的仪器，它的基本原理是使用激光干涉仪，见图2a。从一点发射出两束垂直的激光，利用测量两条激光光束的相位差来探测引力波，见图2c。每束光在传播距离L后返回，其来回过程中若受到引力波影响，行程所用时间将发生改变而影响到两束光的相对相位。如果没有探测到引力波，结果是如图2c上图所示的圆形图案；如果探测到引力波，结果是如图2c下面所示的几个椭圆。干涉臂的长度L越长，测量便越精确。以LIGO为例，双臂长度为4千米，见图2b。 图2d是LIGO结果的示意图，图中可见椭圆。LIGO观测机构拥有两套干涉仪，一套安放在路易斯安娜州的李文斯顿，另一套在华盛顿州的汉福。两台干涉仪都得到了类似的结果，方才能证实的确接收到了引力波。 3.物理研究的里程碑 测量到引力波的意义非凡，首先，这意味着科学家们可以通过它来进一步探测和理解宇宙中的物理演化过程，为恒星、星系、乃至宇宙自身现有的演化模型，提供新的证据，有一个更为牢靠的基础。其二，过去的天文学基本上是使用光作为探测手段，而现在观测到了引力波，便多了一种探测方法，也许由此能开启一门引力波天文学。此外，大爆炸模型，以及黑洞等发射的引力波，都是建立在广义相对论的基础上。如今真正探测到了理论预言的引力波，就能再次证明这个理论的正确性。 这次探测到引力波的波源， 据说是遥远宇宙空间之外的双黑洞系统。其中一个黑洞 36倍太阳质量，另一个29倍太阳质量，两者碰撞并合成一个62倍太阳质量的黑洞。显然这儿有一个疑问：36+29=65，而非62，还有3个太阳质量的物质到哪儿去了呢？其实这正是我们能够探测到引力波的基础。相当于三个太阳质量的物质转化成了巨大的能量释放到太空中！正因为有如此巨大的能量辐射，才使远离这两个黑洞的小小地球上的我们，探测到了碰撞融合之后传来的已经变得很微弱的引力波。 因为波源是两个黑洞。探测到引力波也再一次确认了这两个黑洞是宇宙空间中的真实存在。黑洞物理不仅涉及广义相对论，也与量子理论密切相关，实际上，对黑洞的认识在物理的不同领域中也稍有一些不同。我们至少可以从三个不同的角度来看待黑洞： 数学黑洞，指的是经典引力场方程的奇点解，更是一种数学模型。谈的多是黑洞无毛定理、史瓦西半径、视界，等等数学定义。 物理黑洞，多涉及黑洞的热力学性质，诸如黑洞熵、霍金辐射、信息丢失等，与量子物理关系密切。 天文黑洞，真实观测到的被称为“黑洞” 的天体。 引力波的探测结果以及今后朝这个方向的进一步研究，将有助于深化对黑洞物理性质的认识，还有对两个黑洞碰撞融合过程的研究，也必定得到了大量有用的信息。对黑洞的这 3个方向的深入研究，也许能促成量子理论与引力理论的统一 ，对基础物理学的研究意义将十分重大，有着里程碑的作用 。 PhysRevLett.116.061102.pdf 参考资料 ： 【 1 】 B. P. Abbott et al. (LIGO Scientific Collaboration andVirgo Collaboration) ， Observation of Gravitational Waves from a Binary BlackHole Merger ， Phys. Rev. Lett. 116, 061102 – Published 11 February 2016 http://www.bbc.com/news/science-environment-35524440 【 2 】 Einstein, A.: Näherungsweise Integration derFeldgleichungen der Gravitation. In: Sitzungsberichte der KöniglichPreussischen Akademie der Wissenschaften Berlin (1916), 688–696. 【 3 】 Einstein, A., Rosen, N.: On Gravitational Waves. In:Journal of the Franklin Institute 223 (1937), 43–54. 【 4 】 Overbye, Dennis (17 March 2014). Detection of Wavesin Space Buttresses Landmark Theory of Big Bang. New York Times.Retrieved 17 March 2014.
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从类星体到引力波
热度 19 tianrong1945 2016-2-11 08:55
20 世纪 60 年代，天文学中有四个重大的发现：星际有机分子，微波背景辐射，脉冲星和类星体。这四个发现都是由研究射电天文方法探测到的无线电波而得到的结论。星际有机分子的发现有助于人类深入了解星云，也有可能由此揭开生命起源的奥秘。其余的三项发现都与“引力”有关，也就是说，直接或间接地为 100 年之前爱因斯坦建立的广义相对论提供了实验观测的证据。 半个世纪之前被两个美国工程师所观察证实的微波背景辐射，为基于广义相对论来描述宇宙的诞生和演化过程的大爆炸模型提供了十分重要的依据。微波背景辐射使宇宙学成为了一门精准的实验科学，对 CMB 辐射图细节的分析和研究，至今方兴未艾，详情可见笔者的前几篇博文。 脉冲星实际上是中子星，即核心由中子构成。广义相对论建立之后，天体物理学家们也用这个理论来研究恒星的演化过程，恒星的生命历程是与其质量大小紧密相关的，本质上也就是与引力相关。诸如太阳大小的恒星，寿命大约为 100 亿年，比如我们的太阳正值中年，或者说，大约再过 50 亿年之后，太阳会爆发成红巨星，然后冷却，成为白矮星，最后黑矮星（？）。但质量超过 3 倍太阳的恒星的命运与太阳不一样了，它们在爆发成红巨星和超新星之后，因为它们自身强大的引力，最后将“塌缩”成中子星或黑洞。 发现 脉冲星， 即中子星的过程颇富戏剧性，那是在 1967年10月，一个似乎带点偶然的事件。安东尼·休伊什（Antony Hewish，1924年－）是一位英国射电天文学家，他设计了一套接受无线电波的设备，让他一位女研究生贝尔·伯奈尔日夜观察。贝尔在收到的信号中发现一些周期稳定（1.337秒）的脉冲信号。这么有规律！难道是外星人发来的吗？贝尔兴致勃勃地向休伊什报告并继续将收到的信号加以研究，两人将这些信号称为“小绿人”，意为来自外星人。但后来又发现这些脉冲没有变化，不像携带着任何有用的信息。最后人们将这一类新天体称为“脉冲星”，并且确认它们就是30年前朗道预言的中子星，发出的脉冲是中子星快速旋转的结果。安东尼·休伊什也因此而荣获1974年的诺贝尔物理学奖，但大多数人对贝尔未能获奖而愤愤不平。比如霍金在《时间简史》一书中，就只说脉冲星是贝尔发现的。 中子星虽然密度极大，大到难以想象的程度，但它毕竟仍然是一个由我们了解甚多的“中子”组成的。中子是科学家们在实验室里能够检测得到的东西，是一种大家熟知的基本粒子，在普通物质中也都存在。而黑洞是什么呢？就实在是难以捉摸了。 黑洞从通俗的意义上理解就是任何东西进去就出不来，光也是如此。从广义相对论的角度而言，黑洞是空间的一个奇点。因此 也可以说，恒星最后塌缩成了黑洞，才谈得上是一个真正奇妙的“引力塌缩”。 刚才说到的 60 年代天文界“四大发现”的另一个是类星体的发现。为什么叫类星体呢？因为如果用光学望远镜观测它们的外貌，看起来与恒星（星体）似乎没有任何区别。但是，从它们观察到的“红移”值非常大，又不可能是恒星，因此便被称为“类星体”。 从类星体的红移值，它们更像是星系，然而，也可以从观测类星体的光度变化周期来判定它们的大小，结果却发现其大小远远小于一般星系的尺度。类星体的尺度虽小辐射能力却相当的大。另外还有一些难以解释的特点，以及后来大量的观测数据，使得人们将它们与黑洞联系在一起。 之后，发现了类星体的宿主星系后，天文学的主流观点基本上认为类星体是年轻而活跃的星系核，是星系发展早期的一段过程，叫做“活动星系核”（ AGN ）阶段。而在星系核的中心，是一个巨大的超重黑洞，在黑洞的强大引力作用下，一些尘埃或恒星物质围绕在黑洞周围，形成了一个高速旋转的吸积盘。外部的物质被吸进吸积盘，而卷入到黑洞视界以内的物质则不停地掉入黑洞里，被黑洞吞噬，巨大的物质喷流从与吸积盘平面相垂直的方向高速喷出，同时伴随着大量的能量辐射。 类星体最后将会演化成如同我们银河系这一类旋涡星系，或者是另外一类：椭圆星系。 最有意思的是，后来天文学家们观察到一些拥有两个超重黑洞的类星体，这就大大激发了人们的兴趣。黑洞既然会吞噬周围的一切，那么，两个黑洞碰到一起，会发生一些什么呢？最简单最直观的猜测应该是：它们将互相吞噬，最后合并成一个更大的黑洞。在这个碰撞融合的过程中，一定会以引力波的形式释放大量能量，见图 1 。 图 1 ：双黑洞类星体 第一个在吸积盘内发现有双超重黑洞的类星体是位于室女座的 PKS1302-102 ，它距离地球 35 亿光年。这个类星体位于一个椭圆星系内。根据计算，这两个黑洞应在 33.39 亿年前就已经互相吞噬而合并了，但这合并后的景象传到我们这儿需要 35 亿年！这些光信息还在半途中，因而我们仍然观测到“双黑洞”！不过，从现在开始，从这个类星体接受到的信息应该是非常精彩的，能让我们看到两个黑洞如何碰撞并合并！ 此外，除了光信号之外，还有物理学家们正在寻找的引力波，这是爱因斯坦在天国里也要“梦寐以求”的东西啊。根据天体物理的理论，认为引力波也是按照光速传播的，那么，碰撞合并事件中的引力波，也应该可以被探测到！ 于是，双黑洞的类星体成为探测引力波的热门候选天体，近几年，美国的 LIGO （激光干涉引力波观测站）的观测目标便指向了这类天体。美国花费巨资升级的 LIGO 应是目前最有希望观测到引力波的仪器，最近几天传出不少新闻，据说捕捉到了引力波，《自然》和《科学》杂志都有隐约其辞的文章。明天（ 2 月 11 日）上午 10 点 30 分，华府将有一个新闻发布会，会确认这个消息。专家们将向全世界宣布首次直接探测到了引力波的消息，据说是遥远宇宙空间之外的，由两个黑洞（ 36 倍太阳质量和 29 倍太阳质量）碰撞并合成一个 62 倍太阳质量的黑洞所引发，但愿这次的结果能够进一步得到验证，不要像上次的中微子事件那样了。 图 2 ：两个黑洞碰撞并融合的计算机模拟图
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了解世界的第三只眼
songshuhui 2011-8-16 22:58
科学松鼠会 发表于 2011-07-13 13:27 作者：唐云江 声波和光波充满我们世界，并能被我们感知到，是宇宙中两种最基本的波动形式。使用仪器设备能够延伸我们的感官，我们几乎能“听到”所有的机械波，“看到”所有的电磁波。这样，我们就能“听到”地球内部的结构，“听到”深海中的鱼群，“看到”银河系的样子，“看到”上百亿光年远的星系，甚至能“看到”宇宙大爆炸后38万年时（宇宙开始变得透明）的景象。 声波需要介质，即要有连续物质的分布，气态、液态、固态都可以，它是物质间电磁作用力的一种表现，其（纵波）形式就像多米诺骨牌，倒下一张，推倒前面的一张，如此连续下去，直到所有的骨牌全部倒下。不同的是，声波物质（粒子）“推跑”了自己前面的粒子后还要借势回复到原状，不用你重新码牌。有趣的是，声波传递的速度只与物质的种类和集合在一起的方式有关，与声大、声小、声高、声低无关。没有物质连续分布声音就终止了，我们听到的声音都限于地球范围内，宇宙空间听不到声音。 光波不同，它是一种变化的场，不需要实体物质。哪里有电场的变化，哪里就有变化的磁场，磁场的变化又引发变化的电场，如此往复在空间中你追我赶，形成了电磁波。它的性质只依赖于电和磁的作用关系，所以在真空中光的速度是恒定的。电（磁）场变化快一点（时间变化率大），光的频率就高，变化慢一点，频率就低。如高速运动的电子碰到“墙上”（金属靶），速度瞬间变为零，其产生的磁场也几乎瞬时变为零，这时电场瞬间变得很强，这就会放出高频的光，如X射线。 波动是宇宙中传递能量和信息的载体，是我们了解外部世界、了解宇宙的窗口，仔细想想，好像只有声和光这两种主要方式。还有没有第三种呢？可能会有。 在牛顿力学中有个万有引力定律，只要有质量就会有引力，而且这种力是超距作用的，无论两个物体相距多远，都是瞬时指向对方。宇宙中光速是上限，万有引力凭什么搞特殊化？爱因斯坦眼光独到，发现牛顿力学中的两个质量（引力质量和惯性质量）原来可以是一回事，比如你在电梯里没法知道电梯是在加速上升还是静止在一个大质量物体的表面。利用这个等效原理，爱因斯坦得到了广义相对论的引力方程，这个方程中没有了万有引力，不存在超距作用，有的只是被质量和能量变形的空间（时空），引力不过是扭曲的时空的一种效应。重的物体扭曲了周围的时空，轻的物体围绕重的物体运动，只不过是轻的物体在扭曲的时空中沿着最短路径作“惯性”运动。电荷被加速时会发出电磁辐射，有质量的物体被加速时也会发出引力辐射，这是广义相对论的一项重要预言。我们可以把它类比于机械波，如果某一点的时空结构发生变化，这种变化会影响它周围的时空，这种影响以波动的形式向外传播，并依次影响到整个空间，这实际上是一种时空结构的波动，也就是所谓的“引力波”。 我们拿太阳系来做一个“实验”：假如太阳可以瞬间消失，八大行星会怎样？在牛顿看来，太阳消失的瞬间，八大行星会同时察觉到太阳没了，并同时沿着切线方向飞离出去；在爱因斯坦看来，太阳消失了，被太阳扭曲的时空会迅速变得平直，这种变化会向外传播，依次经过水星、金星、地球、火星……它们分别感受到一次“震动”，最先从水星*开始依次发现自己所在的时空变得平直，并依次沿着平直时空“飞离”出去。这是牛顿力学与爱因斯坦相对论最根本的不同，其他相对论的预言如水星进动、光线弯曲、引力红移等等用牛顿力学拼拼凑凑也能勉强解释，引力波如果真的被检测到，那必定是牛顿力学的滑铁卢（死穴）。 检测引力波的原理很简单，时空波动（变形）会使物体的位形发生改变，比如一根长杆会发生压缩或拉伸，但一般空间物质运动变化产生的引力波都很弱，检测难度很高，像太阳突然消失会产生一个强“脉冲”，相对比较容易检测到，不过太阳瞬间消失不太可能发生。人们推测，像超新星爆发、引力塌缩、黑洞合并等会产生可检测到的效应，双星系统也可发出连续的引力辐射。人们设计了各种检测方法，最灵敏的是激光迈克尔孙干涉仪，可测量垂直的两条长臂之间微小的长度变化。各国已经建造多台测量设备，有代表性的是美国“激光干涉引力波观测台”（LIGO），臂长2公里。目前还没有直接检测到引力波的可靠证据，倒是通过双星系统间接证实了引力波的存在。由于引力波实在太弱，地面背景干扰（噪音）又较大，最雄心勃勃的是欧洲空间局和美国航天局的“激光干涉空间天线”（LISA）计划，他们打算在2015年前后在空间建立一个1000倍地球大小的巨型探测系统。 引力波直接检测是当前物理学的一个重大课题，如果能合适地检测到引力波，这将成为我们了解宇宙的第三只眼，因为引力波像其他的波一样，携带着能量和信息。电磁波无法使我们“看到”宇宙大爆炸之初（宇宙诞生38万年之前）的景象，也无法看到暗物质的状况，引力波却可以做到。 发表于《科学世界》杂志2011年第7期 *此处原为火星，有更正。
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