解读2017年诺贝尔物理学奖： 引力波的直接探测

张宏浩

(中山大学物理学院，广东 广州 510275)

2017年10月3日，北京时间下午5点45分，本年度的诺贝尔物理学奖被授予雷纳·韦斯(Rainer Weiss)、巴里·巴里什(Barry Clark Barish)、基普·索恩(Kip S Thorne)这3位物理学家(见图 1)，以表彰他们对建造激光干涉引力波天文台(Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory，简称LIGO)和用LIGO观测到引力波的决定性的贡献[1]。

图1 美国麻省理工学院教授韦斯(左)，美国加州理工学院教授巴里什(中)，美国加州理工学院教授索恩(右)

韦斯是美国麻省理工学院(MIT)教授，是一位实验物理学家。巴里什是加州理工学院的林德物理教授，也是一位实验物理学家。索恩是加州理工学院的费曼物理教授，是一位理论物理学家。韦斯、索恩以及另一位物理学家罗纳德·德雷福(Ronald Drever)是LIGO的3位联合创始人。不幸的是，德雷福在2017年3月病逝。巴里什虽然不是创始人，但他是LIGO从20世纪90年代中期以来的领军人物，他从1994年起就开始担任LIGO的首席科学家，从1997年开始担任LIGO的主任。下面先从理论到实验的顺序谈谈人类成功直接探测到引力波的科学探索征程和重要科学意义。

1 引力理论的发展和爱因斯坦对引力波的预言

我们先来回顾人类对引力规律的科学探索历程。公元1666年，英国物理学家艾萨克·牛顿(Isaac Newton)从剑桥大学回到家乡养病。传说有一天，他在花园里休息时，一个苹果落在他的头上，这让他陷入了沉思，这启发他发现了万有引力定律。20年后，牛顿将这一定律写进他的专著《自然哲学的数学原理》。牛顿在力学、光学、天文学、微积分等领域都取得了史无前例的开创性贡献。一位英国诗人亚历山大·蒲柏(Alexander Pope)写了一首诗赞美牛顿的历史功绩：“自然与自然的定律，都隐藏在黑暗之中。上帝说，让牛顿来吧！于是，一切变为光明。”后来，天文学家根据牛顿万有引力定律，发现了太阳系的第八颗行星——海王星。

牛顿力学具有伽利略不变性，即在不同惯性系的坐标之间要作伽利略变换，由此可以推得，所有惯性系都具有相同的力学规律。从物理图像上来看，假设你在一艘相对于平静的湖面作匀速直线运动的船上，当你做抛球实验时，如果把窗户关上，你无法从实验结果判断船是静止还是运动的。在伽利略和牛顿的时空观中，时间被认为是绝对的，力的作用被认为是瞬时的、超距的。在牛顿的引力论中，是没有引力波的。

然而，在19世纪中期以麦克斯韦为代表的物理学家建立起来的电磁学理论不遵守伽利略不变性。到底哪个才是正确的呢，人们当时很困惑，这只能通过实验来判定。众所周知，机械波的传播需要媒介，人们假定电磁波的传播也需要一种媒介，这种媒介被称为以太。如果地球相对于以太作相对运动，那么根据伽利略变换，光速在沿着地球运动的方向和垂直于这个方向会不相同。1887年，两位实验物理学家迈克耳孙和莫雷设计了一个巧妙的激光干涉实验，希望测出地球相对于以太的运动速度，但是实验结果却发现不存在这个相对速度，光速在各个方向上都是相同的，这个实验否定了以太的存在。

1905年，当时在专利局做审查员的年仅26岁的德国青年物理学家阿尔伯特·爱因斯坦(Albert Einstein)发表了论文《论动体的电动力学》，提出了狭义相对论。这个理论建立在狭义相对性原理和光速不变原理这两个基本假设之上。由这两个基本假设可以推得，在不同惯性系之间的变换是洛伦兹(Lorentz)变换，而不是伽利略变换。狭义相对论颠覆了人们过去对时空的认识，预言了一些新奇的物理结论和现象，包括同时的相对性、时间膨胀、长度收缩、质量速度关系、质量能量等价关系、多普勒效应等。在低速近似下，狭义相对论力学可以回到牛顿力学，洛伦兹变换可以回到伽利略变换。

爱因斯坦并不满足于狭义相对论的成功，他花了10年时间，进一步提出了广义相对论。从狭义相对论到广义相对论，爱因斯坦作了几点重要的推广：他将平直时空的闵可夫斯基(Minkowski)度规推广到了弯曲时空的一般度规；他把狭义相对性原理推广到了广义相对性原理，将物理规律在所有惯性系具有相同的形式推广到了物理规律在所有参考系具有相同的形式。他还把引力解释为时空的弯曲。广义相对论可以用美国引力物理学家约翰·惠勒(John Archibald Wheeler)两句经典的话来概括：“质量告诉时空如何弯曲；时空告诉质量如何运动。”第一句话描述的是爱因斯坦的引力场方程，它在粒子低速、弱引力场、引力场缓变的极限下回到牛顿引力论的泊松方程；第二句话指的是测地线方程，它在以上极限下回到牛顿第二定律。

广义相对论有很多重要的推论和预言：行星的近日点进动、引力透镜效应、引力红移、黑洞、引力波等，其中的一些已经被实验所证实。一般来说，只要质量作不具有球对称或者柱对称性的加速运动，就会产生引力波，但引力波自从广义相对论问世100年来一直没有被实验直接探测到。爱因斯坦在1915年提出广义相对论之后，在1916年就研究了广义相对论的弱场线性近似及其应用，预言了引力波的存在[2]。爱因斯坦在1918年进一步研究了引力波的细节，他发现引力波是四极辐射[3]。为什么引力波不存在单极辐射和偶极辐射呢？可以这样来定性理解：对于电磁波，由于电荷守恒禁戒了单极辐射，所以电磁波的领头阶是偶极辐射；对于引力波，由于能量守恒禁戒了单极辐射，由于动量守恒禁戒了偶极辐射，所以引力波的领头阶是四极辐射。如果引力源的质量四极矩随时间变化，就会产生引力波。

由于是四极辐射，引力波的振幅非常微弱，爱因斯坦一度感到引力波大概是人类不可能探测到的。我们今天知道，探测引力波所要求的精度相当于测量10光年距离的误差不超过一缕头发的直径。这在爱因斯坦所处的时代是不可想象的。包括爱因斯坦在内的很多物理学家都不敢肯定引力波是否在现实中存在。著名的天文学家和相对论专家亚瑟·斯坦利·爱丁顿(Arthur Stanley Eddington)对引力波更为尖刻，他嘲笑说，引力波只是在人与人之间“以思想的速度传播”，在现实中并不存在。

在1936年发生了爱因斯坦的投稿风波[4,5]。那一年，爱因斯坦和他的研究助理罗森在研究平面引力波时发现，若在一个坐标系下描述引力波，度规会出现奇点，爱因斯坦认为这是不合理的。根据这一点，他和罗森写了一篇论证引力波不存在的论文投稿到《物理学评论》(Physical Review)。我们今天知道，当描述引力波时，仅仅用一个坐标系是不能覆盖整个空间的，坐标奇点不一定是时空的物理奇点，但这些在20世纪30年代还不为人们所知。匿名的审稿人检查了爱因斯坦等人的计算，指出了其中的错误和问题。编辑把审稿人的负面意见返回给爱因斯坦时，爱因斯坦的自尊心受到了伤害，他撤回了投稿，并且在此后十几年再也不投稿给《物理学评论》杂志。爱因斯坦把他们的文章改投另一家学术期刊《富兰克林研究所杂志》(Journal of the Franklin Institute)，很快就被接受了。这时，加州理工学院的一位相对论专家霍华德·罗伯特逊(Howard Percy Robertson)恰好访问普利斯顿高等研究所，他与爱因斯坦的新研究助理英菲尔德(Infeld)一起检查了这篇文章的计算，指出了里面的错误。与此同时，爱因斯坦本人也独立发现了错误。因此，爱因斯坦的这篇文章在发表之前改正了错误，文章结论被改为存在圆柱形引力波[6]。遗憾的是，圆柱形引力波的解早在1925年就被奥地利物理学家吉多·贝克(Guido Beck)发现了，但爱因斯坦等人当时可能不知情。2004年，《物理学评论》杂志正式解密：罗伯特逊就是爱因斯坦和罗森当年那篇引力波文章的审稿人！

到了1950年代末，越来越多人相信存在引力波，因为奥地利物理学家邦迪(Hermann Bondi)等人在1957年发现[7]，引力波确实携带能量，因而引力波在原则上是可观测的。

引力波存在的一个间接的证据来自1970年代。1974年，美国天文学家约瑟夫·泰勒(Joseph Taylor)和他的学生拉塞尔·胡斯(Russell Hulse)用大型射电望远镜发现了一对脉冲双星PSR1913+16[8]，这对脉冲双星相隔很近并且运动很快，广义相对论预言它们将辐射引力波，这会使它们损失能量，从而螺旋式地、缓慢地变得越来越接近。泰勒和他的另一名学生经过4年左右的观测发现[9]，这对脉冲星螺旋式地互相靠近的速率与爱因斯坦的广义相对论预言的速率一致。泰勒和胡斯因此获得了1993年诺贝尔物理学奖。

2 人类直接探测引力波的科学探索历程

直接探测引力波的道路是漫长、曲折、艰辛的。

美国物理学家约瑟夫·韦伯(Joseph Weber)是引力波直接探测实验的先驱。他在1950年代末跟随惠勒研究理论物理时，就开始思索怎样才能探测引力波。他在1960年发表了一篇描述探测引力波想法的论文[10]。韦伯的想法是，当引力波经过时，可能引起机械系统例如金属实心圆柱体的振动，通过测量这种振动就可以探测到引力波。韦伯的实验研究团队在1960年代中期建成了一个直径约66cm、长度153cm、重达3t的铝制实心圆筒。韦伯把它称为引力波天线，韦伯设想，当一个引力波脉冲经过时，这个圆筒就可能产生共振的振动。这种棒状引力波探测器后来被称为韦伯棒(Weber bar)。韦伯环绕圆柱体的侧面放置了一组压电晶体传感器，用来感知由引力波引起的圆柱体微小的振动。当有引力波正面射到圆柱体的圆截面时，它会由圆形变成椭圆形，并来回地振荡。压电传感器可以将机械振动转化为电流脉冲。这个圆筒被悬挂在一根钢丝上以隔绝外界环境的震动。整个装置被放置在真空室内。韦伯建造了两个圆柱体探测器用来避免局域的噪声，一个放置在马里兰大学，另一个放置在距离大约1000km以外的芝加哥附近的阿贡国家实验室。

在1960年代末，韦伯声称探测到了引力波[11,12]，但他的结果后来没有获得学术界的广泛承认，原因主要有以下几方面：韦伯声称他接收的引力波信号来自银河系中心，这意味着银河系中心存在十分激烈的天文事件，但缺少天文佐证；韦伯测得的引力波的能量太强，如果这些引力波来自银河系的话，这意味着银河系每年有1000个太阳质量的能量转化为引力波能量，而一些理论家根据其他实验限制进行计算表明[13]，银河系每年最多只有200个太阳质量的能量损失，因此两者矛盾；其他研究团队没能重复得到韦伯的实验结果；韦伯的实验噪声不容易降低。韦伯逐渐失去了学术界同行的支持，还差一点被学校开除。有些同行甚至说韦伯是骗子。虽然韦伯的结果是错的，但是他建造了人类第一个引力波探测器——韦伯棒，他宣称的结果也引起了人们对引力波的广泛关注，激起了当时引力波研究的热潮。

从1970年代中期开始，中山大学物理系教师陈嘉言根据韦伯的实验原理也开始设计建造引力波探测器，可惜在1982年不幸触电殉职，壮志未酬。他后来被广东省政府追认为革命烈士。陈嘉言曾经这样评价自己的研究工作[14]：“引力波探测是当代科学难题，也许我这一辈子还找不到它，但我坚信它必将会被认识和掌握。当它的存在一旦被证实，不少物理概念将要重新树立，其认识价值是巨大的。我愿做引力波探测长途中的一颗铺路砂子。”

直接探测引力波的另一种途径是用激光干涉仪，它的原理类似于迈克耳孙干涉仪。早在1960年代和1970年代早期，就有一些科学家提出可以用激光干涉仪来探测引力波[15,16]。世界上第一位建成激光干涉仪引力波探测器的科学家是韦伯的学生罗伯特·福沃德(Robert L.Forward)，他在1971年建成了一个8.5m长的激光干涉仪。然而，在经过150小时的观测之后，福沃德没有观测到引力波信号。

1960—1970年代，韦斯在麻省理工学院讲授广义相对论这门课，他偶然看到一位理论物理学家菲力克斯·毕拉尼(Felix Pirani)在1956年发表的关于黎曼张量的物理意义的论文。毕拉尼的论文指出可以用激光去测量黎曼张量，这给了韦斯很大的启发，韦斯想到也可以用激光去测量引力波。韦斯经常让选修广义相对论的本科生们上讲台作报告，学生们的报告也给了他设计激光干涉仪的灵感。韦斯在1970年代研究了激光干涉仪引力波探测器的噪声和性能[17]，并且建造了一个1.5m长的激光干涉仪原型。

加州理工学院的理论物理学家索恩一开始对激光干涉仪并不太了解，但他在1975年去华盛顿参加美国航空航天局(NASA)组织的利用空间技术研究宇宙学和相对论的会议时，韦斯去机场接他，并且和他住同一个房间，他们俩彻夜长谈，交流引力波探测的种种问题。经过这次交流，索恩再找来韦斯在1972年写的那篇文章[17]进行认真阅读之后，他开始相信引力波是很有希望用激光干涉仪探测到的，于是他准备在加州理工学院筹建引力波探测实验团队。索恩最开始想引进苏联的一位实验家到加州理工来协助他，但由于冷战的原因未能成功。这时韦斯向索恩推荐了一位苏格兰实验物理学家罗纳德·德雷福(Ronald Drever)，韦斯当时并不认识德雷福，他只是读过德雷福的论文。

德雷福在1959年博士毕业于苏格兰的格拉斯哥大学之后，就留母校做一名实验科学家。1970年代末，他在格拉斯哥大学建成了一个10m长的激光干涉仪。1979年，索恩热情邀请德雷福到加州理工学院来任教，让他牵头建立加州理工的引力波实验团队。德雷福一开始只答应两边同时兼职，即使是兼职，他也工作高效，过了几年就在加州理工建成了一个40m长的激光干涉仪。1983年，德雷福终于完全离开格拉斯哥大学，开始全职在加州理工学院工作。

加州理工学院的德雷福团队和麻省理工学院的韦斯团队各自想了很多办法来改善激光干涉仪的灵敏度，降低噪声，他们既通过发表论文互相交流，也互相竞争。当德雷福团队已经建成40m长干涉仪时，韦斯这边还停留在1.5m的干涉仪，这让韦斯有些着急，于是他提出了要建千米长度级别的干涉仪。这两家单位同时向美国国家科学基金委(NSF)申请经费，但NSF显然不可能在同一个课题上同时资助两家单位。

1984年，NSF要求加州理工学院和麻省理工学院的两个引力波实验团队合并，成立两校联合项目，该项目被命名为激光干涉引力波天文台(Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory，简称LIGO)[18-21]。这个项目以加州理工学院主导，麻省理工学院辅佐，项目的领导人是索恩、韦斯、德雷福这3人组合。但最开始几年，LIGO的进度缓慢，主要原因是韦斯和德雷福经常在技术方面意见不合，谁也说服不了对方，索恩只好在他们俩之间斡旋协调。

1986年，NSF看到LIGO的3人组合领导决策效率太低，就任命当时任加州理工学院教务长的罗库斯·沃格特(Rochus E.Vogt)来担任LIGO的项目经理，由他领导LIGO项目。1988年，LIGO项目获得了NSF的资助。但德雷福与沃格特在研究路线上存在严重的分歧。德雷福主张先造臂长200m的干涉仪，下一步再造更长的臂，循序渐进，稳扎稳打；而沃格特要一步到位造臂长40km的。两人僵持不下，矛盾很难调和。1992年7月，沃格特将德雷福开除出了LIGO团队。LIGO创始人之一罗纳德·德雷福，就这么被迫离开自己一手创建的实验，他从此郁郁不乐，在2017年3月不幸去世，错过了诺贝尔物理学奖。不过稍微让人欣慰的是，德雷福在去世前已经知道引力波被成功探测到了。中山大学物理学教授李淼对德雷福的遭遇表示了同情，他评论说[22]：“LIGO最终探测到引力波是物理学界努力数十年的结果，其间有不少悲喜剧，例如试图探测引力波的第一人韦伯后半生的遭遇，LIGO创始人罗纳德·德雷福不得不离开团队，最近又不幸去世。”

1994年，教务长沃格特因故辞职离开LIGO。加州理工学院教授巴里·巴里什接替他，成为LIGO新主任。巴里什曾经是一名高能实验物理学家，他熟悉大科学团队的运作，善于协调团队成员开展工作。巴里什计划将LIGO实验分两阶段进行，第一阶段称为初始LIGO(initial LIGO，简称为iLIGO)，主要目标是概念测试，并为部件升级留下空间；第二阶段称为先进LIGO(advanced LIGO，简称aLIGO)，在这个阶段计划大幅提高探测灵敏度，有望探测到引力波。巴里什还拍板建造两个L字型、臂长为4km的激光干涉仪，分别放置在华盛顿州汉福德区和路易斯安那州利文斯顿，这就是我们今天看到的LIGO。这两个地点的人类噪声相对比较小，它们相距3000km，若有引力波经过地球，则在这两个地点的探测器上接收到信号的时间会相差10ms左右。当引力波到来时，其中一个臂可能被压缩，另一个臂可能被拉长。可以将激光干涉仪的初始设置为：若什么都没有发生，被反弹的两束激光的波形在叠加之后精确抵消。然而，一旦任何一个臂有细微的长度变化，叠加之后的波形就无法抵消。

在巴里什的规划下，LIGO划分成两个组织：LIGO实验室和LIGO科学合作组。LIGO实验室负责实验的运行管理；LIGO科学合作组则由韦斯领导，吸引其他单位参加进来，发挥国际合作的优势，并与其他激光干涉仪实验组织联系交流。自1997年成立以来，LIGO科学合作组现在已经包含有来自近20个国家和地区的超过100个机构的1000多名研究人员。海峡两岸(北京和新竹)的清华大学两家单位都加入了LIGO科学合作组，为人类探测引力波这个共同的科学目标并肩作战。

除了上面介绍的LIGO实验之外，国际上的激光干涉仪引力波探测实验还有：日本的TAMA300、德国的GEO600、意大利的Virgo等。它们大多在21世纪早期建成，都属于第一代的激光干涉仪引力波探测器。2007年，LIGO和Virgo达成合作协议，此后这两家实验组织共享数据，联合分析数据，联合发表实验结果。这些第一代的激光干涉仪探测器，由于受到实验灵敏度的限制，并没有看到引力波。

从2010年开始，LIGO花了5年时间升级探测器，升级之后的实验仪器被称为先进LIGO(advanced LIGO)。先进LIGO的升级方面包括：提高了激光功率以降低高频噪声，让激光在每个臂中来回反射多次以等效地让臂长增加多倍，用更重的石英玻璃来作测试质量以减少随机运动，用石英玻璃纤维四极摆来悬挂测试质量，石英玻璃纤维可以降低热噪声，四极摆是为了使测试质量更稳定，避免地震等瞬间冲击的干扰。此外还有一些其他细节方面的升级改进。这些升级都使先进LIGO提高了灵敏度，降低了噪声。先进LIGO从2015年2月开始进入测试模式，他们打算在2015年9月18日正式开始科学观测。

幸运是不期而至的，2015年9月14日格林尼治标准时间9时50分45秒，还处于测试模式最后阶段的先进LIGO的两个探测器几乎同时接收到了引力波信号，这个信号后来被称为GW150914。这个信号首先到达利文斯顿的L1探测器，在7ms之后到达了汉福德的H1探测器。LIGO先用一种快速的方法在3分钟之内把它作为引力波候选信号识别出来，再用一种较为精细的方法将观测到的引力波应变波形与用数值广义相对论计算的大量波形数据库进行比对，看它是来自什么天文事件。

LIGO合作组反复检查，在5个标准差的置信度排除了GW150914是噪声的可能，直到将近5个月后才宣布他们的这个重大发现。2016年2月11日，LIGO的执行主任大卫·雷茨(David Reitze)在新闻发布会上宣布：女士们，先生们，我们探测到了引力波。我们做到了！他们的结果当天就发表在《物理评论快报》(《Physical Review Letters》)[23]上。他们发表的这篇论文[23]给出了LIGO通过数值广义相对论拟合实验信号的很多细节，拟合结果表明：引力波信号GW150914是源自距离地球13亿光年的质量分别为36个太阳质量和29个太阳质量的两个黑洞合并成一个质量为62个太阳质量的旋转黑洞的剧烈天文事件。这个事件一共有3个太阳质量的能量转化成了引力波的能量。双黑洞合并过程可以分为旋近(inspiral)、合并(merger)、衰荡(ring-down)这3步骤。首先是旋近阶段：两个黑洞逐渐靠近对方并辐射引力波损失能量；接着是合并阶段：当两个黑洞的视界接触时，它们发生剧烈的合并，这时辐射引力波的频率达到峰值；最后是衰荡阶段：经历一段短暂的震荡，形成新的处于稳定状态的旋转黑洞，此后不再辐射引力波。在旋近到合并的过程中辐射的引力波频率是随时间递增的，从35Hz到达峰值的150Hz只经历了0.2s的时间，在这个时间内这两个黑洞彼此旋转了8圈。在这两个黑洞即将合并的那一刻，它们之间的相对速度高达光速的0.6倍，相对距离接近它们的史瓦西半径了，假如它们不是两个黑洞，它们是不可能靠这么近还能不接触的。在GW150914引力波到达地球时，引力波应变振幅(也即是引力波对激光干涉仪臂长的相对改变)的峰值只有0.000…01(在数字1前面一共有21个零)，如此高精度的测量被先进LIGO做到了，这次观测堪称人类有史以来最精密的物理测量之一。实验重建的引力波应变振幅与广义相对论预言的双黑洞合并过程辐射的引力波波形惊人的一致，这对广义相对论是一个强有力的支持，也对一些修改引力的理论模型提出了严峻的考验。

LIGO合作组的引力波探测实验结果很快得到了国际学术界大多数同行的承认。这是人类第一次直接探测到引力波，也是人类第一次观测到双黑洞合并现象。LIGO的3位创始人韦斯、索恩、德雷福在2016年5、6月先后荣获2016年基础物理突破奖、格鲁伯(Gruber)宇宙学奖、邵逸夫奖、卡弗里(Kavli)奖等重要奖项。先进LIGO第一次直接探测到引力波这项发现被美国《科学》杂志评为2016年的年度科学突破之一。2017年3月7日，德雷福不幸病逝。2017年7月23日，LIGO的创始人韦斯、索恩以及带领LIGO走向成功的领路人巴里什荣获复旦-中植科学奖。2017年10月3日，韦斯、索恩和巴里什荣获诺贝尔物理学奖。

除了GW150914之外，先进LIGO后来还探测到了其他几次引力波信号：GW151226、GW170104、GW170814、GW170817，以及一次疑似引力波信号LVT151012。它们都是按照实验室发现信号的日期来命名的。

意大利的Virgo探测器在2017年8月1日起升级为第二代激光干涉仪探测器——先进Virgo，并与先进LIGO的两个探测器一起探测引力波。先进Virgo的参与使地球上有了3个不同地点的探测器，这样对引力波源在天球面上的定位就更加准确，例如人们对GW170814的定位就能够准确到一个较小的范围。以前人们由于只有两个探测器，对引力波源的定位在天球上呈带状分布，不确定度很大。

下面重点介绍GW170817这个由双中子星合并导致的引力波信号。类似于双黑洞合并，双中子星系统在旋进和合并阶段也会辐射引力波。然而，不同于双黑洞合并，双中子星合并之后还能发出可观测的电磁波信号。根据广义相对论磁流体力学模拟结果[24]，若一对中子星一开始具有强磁场，但在合并过程中磁场减弱，到合并的最后阶段就会向外抛射物质，形成喷流(jet)。喷流在合并后大约几十毫秒形成，随即加速粒子而产生伽马射线暴。接下来，合并形成的致密星(中子星或黑洞)吸积残留物质，而抛射出来的物质会继续向外扩展。这些物质在吸积和抛射过程中产生各个波段的电磁波信号，包括伽马射线、X射线、紫外、光学、红外和射电信号。

2017年8月17日格林尼治标准时间12时41分04秒，LIGO和Virgo联合合作组的激光干涉仪探测器观测到了两个中子星合并造成的引力波信号GW170817[25]。在这个时刻之后大约1.7s，Fermi-GBM和INTEGRAL两部空间望远镜独立观测到与之关联的短伽马射线暴GRB 170817A[26]，从而确认双中子星合并是短伽马射线暴的源。随后数周，世界上约70部地面和空间望远镜进行了电磁信号跟踪观测，确定此次事件发生于距离地球1.3亿光年之外的长蛇座椭圆星系NGC 4993中[27]。

此次引力波信号被探测到之后，全球共有38部光学望远镜对它的光学对应体进行观测，这当中就包括了位于昆仑站的中国南极巡天望远镜AST3-2。它从2017年8月18日至28日持续进行观测，成功获得相关光学信号。此次事件发生时，全球仅有4部X射线和伽马射线望远镜成功监测到爆发天区，中国的“慧眼”硬X射线调制望远镜便是其中之一。在这4部望远镜中，“慧眼”在0.2至5MeV能区的探测接收面积最大，时间分辨率最好。它对GW170817给出的天区及后来缩小的天区进行了仔细的X射线观测，但没有发现显著信号[28]。这说明此次双中子星合并事件在MeV能区的辐射非常微弱，与一般预期结果不同。“慧眼”据此为双中子星合并在MeV能区的辐射性质给出了严格的上限。

引力波GW170817具有十分重要的意义。一方面，这个引力波信号及其伴随的电磁波信号被人们成功观测，为引力波探测实验提供了重要的天文佐证；另一方面，这标志着电磁波、引力波等多信使天文学的诞生。

3 不同频段的引力波源与当前和未来的引力波探测实验

在宇宙中可观测的引力波有多种不同的源，这些源在质量和尺度上有很大的差别，导致引力波的频率范围非常宽，在实验上需要几种不同类型的探测方案进行观测。例如，早期宇宙形成的原初引力波是广谱的[29]，跨越几十个数量级的波段都有，不同的实验手段可以探测到某些特定频段的原初引力波。如果通过探测CMB的B模的手段去间接探测引力波，则只能测得低频的引力波，因为只有波长与哈勃长度接近的引力波会在CMB上留下特殊的印记，而引力波的频率与波长成反比。引力波的起源可以大体上划分为两类[30]：宇宙学起源和相对论天体物理起源。宇宙学起源的引力波包括[30]：在极早期宇宙阶段(例如暴涨和重加热时期)由于量子涨落产生的原初引力波、在宇宙的相变过程(例如大统一对称性破缺、电弱相变和QCD相变)产生的引力波等等。相对论天体物理起源的引力波包括[31]：致密双星的转动过程中产生的引力波(称为连续型引力波)、致密双星在旋近与合并阶段产生的引力波(称为旋近型引力波)，超新星爆发等短暂剧烈的天文现象产生的引力波(称为爆发型引力波)等等。

对于简单的引力波源产生的引力波频率，可以作以下的定性分析[32]。设一个受引力束缚的系统具有的质量为M，以光速c和牛顿引力常数G可以构造一个自然的频率单位

其中M⊙是太阳质量。如果此系统的尺度为R，那么它的轨道运动频率可估算为

其中无量纲量C≡GM/(Rc2)称为系统的致密度(compactness)。若系统的轨道运动产生引力辐射，则引力波频率f应接近于它的轨道运动频率：f～fs ource。通常情况下，系统的致密度C<1，因此f

高频引力波是指频率的量级在10至104Hz之间的引力波，可以通过地面激光干涉实验进行探测。地面激光干涉仪有美国的LIGO、意大利的Virgo、德国的GEO600、日本的CLIO和TAMA300、澳大利亚的ACIGO等。在上一节已经介绍过LIGO的发展历史。LIGO的实验原理是：它的干涉仪具有两条4km长的干涉臂，成直角排列，顶点处有一个分光器，两条臂的终端各有一个反射镜。输入的激光束被分光器分离成两个强度相同的激光束，在两个干涉臂中分别传播，达到终端后被反射回分光器，从而在分光器处发生干涉，引导到光探测器上进行测量。若两条路径的光程差正好使两个激光束出现相消性干涉，则光探测器不会测量到激光束的辐照度。如果有引力波通过干涉仪，干涉臂就会发生长度变化，改变原来的光程差，导致光探测器测量到的辐照度有所变化。意大利Virgo干涉仪位于意大利比萨附近，臂长是3km。自2007年以来，LIGO与Virgo联合运行，共享测量数据，共同发表研究结果。高频引力波源主要包括以下4种类型[32]：

• 致密双星合并(Compact binary coalescences)： 这里的致密星是指中子星和恒星级黑洞，它们是大质量恒星演化末期的产物。致密双星在合并过程中会将大量质量转化为引力波形式的能量，形成非常显著的引力波信号。这类引力波的波形比较统一，可以进行模型化描述，模型参数主要是两个致密星的质量。

• 非模型化引力波暴(Unmodelled Bursts)： 这类引力波事件由引力波源突然改变状态引起，历时很短，且不具备统一的波形，没有模型化的描述方法。这类事件有多种来源，如超新星核心坍缩(Core collapse supernovae)、脉冲星旋转频率突然上升(Pulsar glitches)、磁星耀发(Magnetar flares)等。

• 连续引力波源(Continuous wave sources)： 有些引力波源会持续几周至几年不间断地辐射引力波，而且信号的振幅和频率在观测时段内几乎不变。受到一些机制的影响，由自转驱动的中子星有可能产生这样的连续引力波信号。这些机制包括进动、强磁场引起的星体变形、内部流体的长寿命振荡模式等。

• 随机引力波背景(Stochastic backgrounds)： 宇宙中存在大量的弱引力波源，它们的信号幅度差不多，频段相近，但探测器不能够将它们逐个区分出来，只可能探测到一个随机引力波背景。对于高频引力波，这样的源可能是距离太过遥远的致密双星合并事件。此外，宇宙暴胀时期产生的原初引力波也有可能形成随机引力波背景。

低频引力波是指频率的量级在10-4至10-1Hz之间的引力波，由于这类低频引力波具有比地球震动噪声低得多的振幅，更适合用空间激光干涉实验进行探测。空间激光干涉实验计划主要包括：欧洲空间局设计的激光干涉空间天线(Laser Interferometer Space Antenna，缩写LISA)实验、中国科学家提出天琴计划和太极计划等。这里由于篇幅限制，着重介绍LISA的实验原理。LISA计划由3个相同的航天器组成边长为几百万公里的等边三角形，沿地球轨道绕太阳公转。由于航天器相距太远，激光在传播途中会大幅衰减，不能直接采用平面镜进行反射。因此，LISA的航天器将利用光学转发器，把发射激光的相位锁定到接收激光的相位上再发射出去，利用3个航天器间交换的6束激光发生的干涉效应探测引力波。低频引力波源包含以下几类[32]：

• 大质量黑洞合并(Massive black hole coalescences)： 一些星系中心存在大质量黑洞，它们的质量比恒星级黑洞的质量大几个数量级，可达到104至107M⊙。在两个星系碰撞和融合过程中，两个中心黑洞有可能发生合并，从而辐射低频引力波。

• 极端质量比的双星旋近(Extreme mass ratio inspirals)： 在发生合并的致密双星中，一方的质量有可能比另一方的质量小几个数量级。比如，一个恒星级致密星受到星系中心大质量黑洞的吸引而旋近与合并时，就会产生低频引力波。

• 连续引力波源(Continuous wave sources)： 银河系中一对轨道周期小于1小时的白矮星(也可能是中子星或黑洞)可以持续辐射出接近单频的低频引力波信号，并处于LISA的观测范围之内。

• 银河系前景(Galactic foreground)： 银河系中存在大量的上述双白矮星，每一对都可能是连续引力波源，但不一定可以通过引力波探测将它们一一分辨出来。结果可能探测到一个叠加起来的银河系前景噪声信号，频率在毫赫兹的量级。

• 宇宙学背景(Cosmological background)： 在早期宇宙中，0.1至100TeV能标的新物理过程有可能产生低频引力波信号，称为宇宙学背景。

甚低频引力波是指频率的量级在10-9至10-7Hz之间的引力波，可以通过脉冲星计时阵列实验进行观测。脉冲星是高速旋转的磁化中子星，像灯塔一样周期性地发射电磁脉冲，可以当作宇宙计时器。其中，毫秒脉冲星的周期最为稳定，精度可达到纳秒量级。如果在地球与脉冲星之间的时空有引力波经过，脉冲星发射的脉冲讯号传播至地球的时间就会有所变化。通过射电望远镜持续观测毫秒脉冲星的周期性脉冲，从中观察计时方面的不规律现象，可以推断引力波的存在。这样的实验称为脉冲星计时阵列(Pulsar timing array)，利用一组毫秒脉冲星的脉冲信号到达时间来寻找引力波信息，对频率在10-9Hz附近的引力波比较灵敏。目前这方面的实验主要有：欧洲脉冲星计时阵列(European Pulsar Timing Array)、北美纳赫兹引力波天文台(NanoGRAV in North America)、澳大利亚帕克斯脉冲星计时阵列(Parkes Pulsar Timing Array)和我国的500m口径球面射电望远镜(Five-hundred-meter Aperture Spherical radio Telescope，简称FAST)等。规划中的平方千米阵(Square Kilometer Array)是下一代巨型射电望远镜阵列，灵敏度将比目前最大的射电望远镜高50倍。甚低频引力波主要来自质量在108至1010M⊙之间的超大质量黑洞双星(Supermassive black hole binaries)的旋近与合并[32]。

极低频引力波是指频率低于10-14Hz的引力波，这么低频的引力波一般源自宇宙早期的量子涨落，可以通过测量CMB的B模而间接探测引力波，相关的实验有位于南极的BICEP实验和我国西藏的阿里计划实验。

4 小结与展望

本文从2017年诺贝尔物理学奖3位获奖人的情况简介开篇，从历史发展的角度，介绍了100年来引力波从理论预言到实验发现的科学探索历程，此外还介绍了各种频段的引力波源及其探测原理和手段。LIGO实验使人类第一次直接探测到引力波，使人类第一次看到双黑洞合并现象，先进LIGO实验无愧于有史以来人类最精密的物理实验之一。实验重建的数据与爱因斯坦广义相对论的预言惊人地吻合，是对爱因斯坦理论的成功检验。随着引力波实验数据的进一步积累，过去的一些修改引力的理论将会受到严厉的限制。

人类成功接收到引力波的信号，宛如打开了一扇新的了解宇宙的窗口，这标志着包括引力波在内的多信使天文学时代的到来，标志着引力波天文学、引力波宇宙学的开端。在引力波领域，人们今后有望取得更多的新成果。先进LIGO和先进Virgo实验之所以能发现引力波，除了爱因斯坦引力理论本身的研究进展之外，激光技术、原子钟、数值广义相对论、大科学团队管理等方面也发挥了很重要的作用。人们需要日益重视包括基础物理、应用物理、工程技术、管理科学等各领域的学科交叉融合。LIGO的成功使人们对引力波探测的未来增添了信心，这将推动人们开展对各个频段的引力波的全覆盖的直接或者间接的探测。当前，LIGO正准备在印度放置一个新的探测器；空间激光干涉仪项目LISA、天琴、太极等在紧锣密鼓地筹备之中；下一代脉冲星计时阵列实验SKA的灵敏度将有显著的提高；探测原初引力波的阿里计划正在等待获取数据。我们期待这些引力波直接和间接探测实验都取得成功，特别希望由我国科学家牵头的天琴、太极、阿里、FAST等实验计划能在引力波探测的国际竞争中占据一席之地，获得丰硕的成果。

附录A 广义相对论的线性近似与引力波的极化张量

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