设为首页收藏本站
开启辅助访问 切换到宽版

科学网

 找回密码
  注册
科学网 › 标签 › LIGO › 相关日志

tag 标签: LIGO

相关日志

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|9050 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|3624 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！
个人分类: 引力波|2372 次阅读|4 个评论
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。
个人分类: 物理|3259 次阅读|0 个评论
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！
个人分类: 引力波|3742 次阅读|16 个评论
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.
3959 次阅读|1 个评论
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.
个人分类: 新观察|4042 次阅读|5 个评论
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
个人分类: 未分类|9425 次阅读|16 个评论
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）。
个人分类: 科普文章|4029 次阅读|1 个评论
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.
个人分类: 科学新闻|7222 次阅读|5 个评论
12

Archiver|手机版|科学网 ( 京ICP备07017567号-12 )

GMT+8, 2024-5-19 01:03

Powered by ScienceNet.cn

Copyright © 2007- 中国科学报社

返回顶部