原初引力波与阿里探测计划

原初引力波与阿里探测计划

张新民苏萌李虹李明哲蔡一夫

2016年3月公布的我国“十三五”规划纲要中列入了“强化宇宙演化、物质结构、生命起源、脑与认知等基础前沿科学研究”，从国家科技发展的战略高度肯定了宇宙演化等基础前沿科学的重要性。不久前的2016年2月11日，LIGO实验组和美国自然科学基金委员会联合宣布探测到来自于十三亿年前由两个黑洞并合产生的引力波,这是人类第一次直接探测到引力波，可谓一项里程碑式的发现。

▍一、引力波源及其探测方式

引力波源大体可分为两种，天体物理起源和宇宙学起源。对应不同的波源，相应的探测方式也不一样，如图1所示。

图1，引力波的源及相应的探测方式

（图片来自NASA Goddard Space Flight Center）▍（一）天体物理起源的引力波及其探测

天体物理起源包括以下三类：

（1）中子星、恒星级黑洞等致密天体（几十个太阳质量左右）组成的致密双星系统的合并过程。这类引力波的频率处于10赫兹- 1000赫兹量级的高频段，相应的探测手段是地面激光干涉仪。与迈克耳孙干涉仪一样，在引力波激光干涉仪中激光被分裂成两束后在两个垂直的臂中传播并发生干涉。当引力波经过时，局部的时空发生变形，两个臂的相对长度会发生改变，相应地激光干涉条纹就会移动。此类实验最具代表性的就是LIGO，利用长达4千米的两个互相垂直的探测臂首次探测到了引力波信号。

（2）大质量黑洞并合过程的后期、银河系内的白矮双星系统。频率为10?5赫兹 -1赫兹，这类引力波信号可通过空间卫星阵列构成的干涉仪来探测，如欧洲的eLISA计划。

（3）超大质量黑洞（数百万到数亿太阳质量）并合。频率为10?9赫兹 -10?6赫兹，探测手段是脉冲星计时，即利用地面上的大型射电望远镜，监视校准后的若干毫秒脉冲星。如果其附近有大质量黑洞并合时发出的引力波，这些毫秒脉冲星的脉冲频率会有变化。国际上20世纪70年代就开始这方面的研究，90年代已获得诺贝尔奖，我国在这方面有计划运行的FAST实验。

综上所述，天体物理过程产生的是高频引力波，相应的探测装置覆盖的频率范围在10?9赫兹以上。

▍（二）宇宙学起源的原初引力波及其探测

除了天体物理起源以外，在宇宙的早期剧烈的量子涨落会产生充满整个宇宙空间的引力波，称之为原初引力波。自1940年代以来，

经典热大爆炸宇宙学取得了巨大的成功，其预言的宇宙轻元素丰度、宇宙微波背景辐射等均被实验证实，其中关于微波背景辐射的研究成果还两度获得诺贝尔物理学奖。但是大爆炸宇宙学本身并不完善，存在平直性疑难、视界疑难以及大尺度结构起源等困惑。为了解决这些困惑人们提出了暴胀、反弹宇宙、循环宇宙等多种关于早期宇宙的理论或模型。这些理论模型的共同点是在辐射为主时期以前宇宙经历了一段极度非平凡的时期。以暴胀为例，在暴胀期间宇宙急剧膨胀，支持暴胀的物质场的真空量子涨落得到增强并迅速扩张到视界外形成大尺度上的原初密度扰动。暴胀结束后宇宙进入减速膨胀的辐射为主时期，并按照经典大爆炸宇宙学理论那样演化至今。存在于视界外的原初密度扰动又重新进入视界，在物质的引力不稳定性作用下，生成今天的大尺度结构和微波背景辐射的各向异性。但是暴胀宇宙学的一个重要预言是除了标量型的原初密度扰动以外，宇宙时空本身的真空量子涨落也会迅速扩张到视界外形成张量型的原初扰动，即原初引力波。暴胀结束后，一部分原初引力波又逐渐进入视界。因为暴胀发生在整个可观测宇宙中，原初引力波在宇宙中处处存在，形成引力波背景并遗留至今。原初引力波与暴胀期间的物质成分没有直接关系，是纯时空涨落，而且是一种量子效应。因此,探测原初引力波一方面有利于研究暴胀这样一个极高能标的早期宇宙动力学过程，另一方面它是引力（即时空）的量子产物，有助于推进人们对量子引力这些基本物理问题的理解。

原则上原初引力波在各个频段都有分布，但是随着宇宙的膨胀，不同频段的原初引力波的演化行为并不一样。它决定于如下的引力波方程：

方程左边的?ij表示引力波，a是衡量宇宙大小的标度因子，τ是共形时间，G是牛顿引力常数，撇号表示对时间的导数，后面将要提到的宇宙膨胀率（即Hubble参数）为H=a′/a2。右边的引力波的源Πij(τ, x)是物质部分的各向异性应力张量。因为波动方程是线性的，引力波在不同尺度上的演化是独立的，适合对它做傅里叶分析。经过傅里叶变换以后，波动方程变为：

这里k是波数，与频率的对应关系是f=k/(2πa)。这里可以看出对于固定的波数，频率以1/a的方式逐渐红移，到今天（标度因子归一）相应的观测频率为f=k/(2π)。在暴胀期间，宇宙中不存在各向异性的应力张量，因此上述波动方程的右边为0，引力波完全由真空涨落生成。由上述方程我们可以发现，居于视界外（k?aH）的引力波保持不变，而进入视界内（k>aH）的引力波类似于阻尼振子，阻尼来自于宇宙膨胀本身，?k具有振荡行为，但是振荡的幅度在衰减。刻画原初引力波的重要物理量主要有两个，第一个是功率谱：

它衡量的是引力波在不同尺度上的幅度。如前面所述，暴胀模型还预言了密度扰动的功率谱，目前已经有很精确的测量，因此人们经常用引力波的功率谱与密度扰动功率谱的比值，即张标比r，来表示引力波的幅度大小。另一个描述引力波的重要物理量是能量谱：

，

其中

是宇宙临界能量密度，ρgw表示引力波的能量密度。能量谱与功率谱

之间的关系为

。

暴胀结束后引力波的功率谱的演化可以用下式来描述：

其中Δ?2(k,τi)是暴胀刚结束时的原初功率谱，T?(k,τ)是转移函数。一般的慢滚暴胀模型预言了近标度不变的原初功率谱，也就是说Δ?2(k,τi)与尺度或波数k几乎没有依赖关系。暴胀结束后不同尺度的引力波演化行为包含在转移函数中。它主要依赖于三种物理因素：（1）进入视界后由于宇宙膨胀带来的引力波幅度衰减，也就是前面所说的类似阻尼振荡行为；（2）重新进入视界时宇宙的状态方程w；（3）由中微子等相对论粒子的自由流（free streaming）产生的各向异性应力张量，这进一步压低视界内小尺度上的引力波幅度。这些因素叠加在一起我们会发现进入视界的原初引力波的功率谱以及能量谱会被极大地压低。不同波长的引力波重新进入视界的时间不同，波长越短（频率越高）的引力波进入视界越早，压低效果就越明显。最后得到的能量谱如图2所示（r=0.1）

图2，原初引力波的能量谱

根据一般的慢滚暴胀模型的预言，遗留到今天的原初引力波在10?15赫兹以上的频段中都会被压低得很厉害，能量谱Ωgw基本上都在10?17以下。在频率小于10?15赫兹的长波段，能量谱才会显著地大起来。前面所述的引力波探测方式包括地面干涉仪、空间干涉仪和脉冲星计时只能探测频率在10?9赫兹以上的引力波。在实验精度方面，目前或不久的将来升级的LIGO、Virgo等地面干涉仪只能探测到最小能量谱为10?9的引力波。将来的eLISA空间干涉仪能探测到最小能量谱为10?10的引力波。采用脉冲星计时方法的FAST实验的探测精度能到达Ωgw~10?11，SKA计划的精度能再提高两个量级。但是这些工作在高频段的实验的探测能力比起一般慢滚暴胀模型预言的引力波能量谱还差好几个量级，因此目前或不久的将来这几类实验是探测不到原初引力波的。当然有些非常规的暴胀模型预言的原初引力波功率谱为标度依赖的蓝谱，它的能谱在高频段比较大，只有在这种情况下将来的高频引力波实验才有希望探测到原初引力波。

因此，就目前来说探测原初引力波最好的方式是宇宙微波背景辐射（CMB）的偏振（或极化）实验。与高频引力波实验不一样，CMB 的偏振实验探测的引力波频率范围处于10?15赫兹 -10?17赫兹，从图2可以看出，在这个频率范围内原初引力波的能量谱与高频段相比要高出好几个量级。衡量CMB的探测能力最好用功率谱或者张标比r，下面我们就简单地介绍一下CMB实验探测原初引力波的方法。

CMB是大爆炸遗留的辐射，在大爆炸宇宙早期，物质处于等离子体状态，称为重子-光子流体，其中光子与带电粒子发生频繁的碰撞。由于宇宙膨胀，温度在逐渐降低。当温度降到0.1电子伏特时，原子核与电子复合成中性原子，这个时期被称为复合期。之后宇宙变得透明，遗留的光子在宇宙中自由传播（除了第一代恒星形成后发生的重电离过程以外），这就是CMB。复合期非常短暂，从垂直于视线方向

来看可以看成一个很薄的球面，称为最后散射面，意味着光子在复合期结束时与电子发生最后的散射后开始自由传播。CMB充满了整个宇宙，并携带了大量的关于宇宙早期的信息。从各个方向发射而来的CMB具有差不多的温度以及具有10?5量级的涨落。除了温度以外，光子还有偏振。在复合期以前，由于光子被不停地散射，表现为没有偏振的自然光。复合期结束时，自然光经历最后一次散射就形成了偏振光，并遗留下来。

从观测的角度来看，CMB的偏振图像可分解为两种独立的模式，一种是E模式，一种是B模式。某一点附近的不同偏振模式的图像如图4所示，中心周围的线段表示偏振取向。明显可以看出B模式偏振是“有旋”的，因而它在空间反射作用下具有与E模式不同的性质。在图4中沿着通过中心并垂直于纸面的轴作空间反射，我们将会发现E模式图像保持不变，而B模式的B>0和B<0的两个图像会互换。换句话说，E模式具有偶宇称，B模式具有奇宇称。

图3，E模式和B模式的偏振图像

与温度涨落的产生过程一样，与电子发生的汤姆森（或康普顿）散射是产生CMB偏振的重要因素。但是仅有散射还不够，要产生偏振，散射时入射到电子上的辐射场必须是非均匀的，以电子为中心，入射

辐射场的各向异性必须有非零的四极矩，如图5所示

图4，有四极矩的自然光散射后成为偏振光

(图片来源于Wayne Hu主页)

复合期时的光子-重子流体中存在的密度(标量)扰动和张量扰动（引力波）都可以生成电子周围辐射场的四极矩（矢量扰动由于在膨胀的宇宙中迅速衰减，可以忽略不计）。重要的是只有引力波的存在才会有CMB的B模式偏振的产生，而标量扰动却没有这种功能。因而CMB的大尺度B模式偏振就成为原初引力波的独特信号。引力波本身有两种独立的偏振模式，引力波经过的地方会产生时空变形，如图5所示，每种偏振模式都使得物体在一个方向被拉长，而在与之垂直的方向上相对被压缩。在最后散射面上，引力波造成的时空变形使得电子周围的辐射场在压缩方向出现蓝移，能量增加；拉伸方向出现红移，能量减小。因而电子会发现从压缩方向入射而来的光子要热一些，从拉伸方向入射的光子要冷一些。这种温度涨落的四极矩正是生成CMB 的偏振所必需的。在波数k?与极轴平行的球坐标系中，引力波导致的温度涨落四极矩（m=2）不具有方位角对称性（azimuthal symmetry），即绕极轴的旋转对称性。这一点与标量扰动生成的四极矩不一样。正是这种不对称性使得引力波能够与汤姆森散射一起生成CMB偏振图像的“手性(handedness)”，即产生B模式偏振。

图5，引力波的独立偏振模式及其效应

图6显示的是标量扰动和张量扰动产生的微波背景辐射的温度涨落和偏振角功率谱，左为标量扰动，右为引力波（来源于Challinor & Peiris, arXiv:0903.5158），这里取的张标比为r=0.22。左边也画出了弱引力透镜产生的B模式偏振谱，它是宇宙晚期的次级效应，主要是在小尺度上l>100效应比较明显。而原初引力波产生的B模式偏振谱的峰值在l=100左右。人们正是通过寻找大尺度上的CMB 的B模式偏振信号来探测原初引力波。

图6，标量扰动（左）和引力波（右）产生的CMB角功率谱

（图片来源于Challinor & Peiris, arXiv:0903.5158）

这里有必要澄清一个观点，人们常说激光干涉仪比如LIGO是用来直接探测引力波的，而把CMB探测原初引力波的方式归为间接。其实只要仔细比较两者的探测原理就可发现CMB探测原初引力波的方

式与激光干涉仪实验一样直接，都是通过看光信号来探测引力波，没有谁比谁更直接的区别。引力波经过时会产生时空变形，都是作为背景存在。对于激光干涉仪，这种变形使得两个垂直的臂发生伸长和缩短，从而使得两臂交汇处的激光干涉条纹发生改变。人们通过观测干涉条纹的移动来记录引力波，看的其实还是光信号。对CMB来说，宇宙中的原初引力波经过时使得散射前电子周围的时空变形，散射出来后就产生了CMB光子的B模式偏振，同样是通过光信号来记录引力波。因此对原初引力波探测来说CMB是最直接的方式,不比激光干涉仪更为间接。不同的地方在于激光干涉仪测的是高频引力波，目前针对的是天体物理波源；CMB探测的原初引力波的频率非常低,波长是宇宙学尺度，来源于早期宇宙。激光干涉仪利用的是光的干涉，实现干涉的主要实验仪器是人造的；CMB利用的是光的散射，实现散射的“实验装置”是天然的。相对来说原初引力波有一个优点是作为信号源它非常稳定，因为原初引力波充满整个宇宙空间，在同样充满整个宇宙空间的CMB上留下的印记也长久存在，可重复验证。而LIGO探测的黑洞并合这样的事件偶然性比较大，而且同一事件无法由后续其它实验来验证。

图6所示的张标比为r=0.22的原初引力波在高频段具有的能量谱为Ωgw~10?16，这么小的信号不可能被目前或已计划开展的高频引力波实验所能观测到。但工作在低频段的CMB偏振实验已经具备探测这么小的原初引力波的能力。

2014年3月，美国哈佛大学领导的BICEP2合作组宣布测量到原初引力波产生的CMB的B模式偏振信号，引起了世界科学界的震动。

但此后空间望远镜的进一步研究发现，BICEP2观测的天区受到较强银河系本身的“前景”辐射干扰，无法确证信号来源于早期宇宙。总的来说目前地面或空间实验还没有观测到原初引力波产生的B模式偏振，对张标比最严格的限制来源于最近BICEP2/Keck Array的观测数据，它给出的上限为r<0.07。

BICEP2的结果非但没有削弱寻找原初引力波的激烈竞争，反而激发了CMB观测研究的新高潮。进一步改进探测器灵敏度，实现全天覆盖提高信噪比，寻找“最干净”的天区降低银河系辐射干扰，迫在眉睫。迄今为止已经建造和正在规划中的地面CMB望远镜，集中在发展相对成熟的智利天文台和美国南极极点科考站两个台址。通过欧洲空间局造价数亿欧元的Planck卫星，我们已经知道北天区存在大面积“低前景”区域，受银河系自身辐射的污染小，是寻找B模式偏振信号的重要窗口，急需地面高灵敏度望远镜的进一步探测。而这些天区恰恰是南半球台址看不到的。如何实现北天区覆盖，提高统计样本，实现南北天区交叉检验与联合搜寻，观测大尺度CMB偏振各向异性信号，成为当代CMB实验的核心目标。北半球一直没有相应的CMB实验得以开展，主要原因就在于没有找到可以进行有效观测的北半球台址。

▍二、阿里探测计划

▍（一）西藏阿里是目前北半球最佳CMB观测台址

我国西藏阿里天文台具有得天独厚的地理环境优势、观测气象条件与配套基础设施，是目前已知北半球最佳的CMB观测台址，为我国率先开展北半球可见天区的CMB原初引力波观测提供了一个难得的机遇。大气中所含水汽是CMB观测的主要噪声来源，水汽不仅吸收CMB光子，而且在CMB观测的微波频段产生大量噪声辐射。海拔高、大气干燥是对CMB观测台址的基本要求。国际上由于对西藏缺乏了解，

长期认为北半球有可能发展CMB观测的只有格陵兰岛。格陵兰岛大部位于北极圈以内，与南极类似由于纬度太高可见天区不足全天的30%，全岛最高点海拔只有3100米。同时格陵兰岛自然条件严酷，观测设施建设成本高昂。印度虽然也一直尝试寻找CMB观测台址，然而位于其境内的喜马拉雅山脉西侧受到印度洋暖湿气流的影响，水汽含量普遍偏高，不适宜开展CMB观测。

相比之下，我国西藏阿里地区处于最理想的中纬度区域，充分利用地球自转，可见天区覆盖接近全天的65%，可以很好的与南半球已有的观测台址互补，实现对CMB全部未覆盖天区的有效观测。阿里地区狮泉河镇附近位于喜马拉雅山脉东侧背风面，冬季尤其干燥。阿里天文台地处狮泉河镇以南约20公里海拔5100米的山脊。这里海拔高、云量少、水汽低、透明度高，是北半球已知仅有的适合观测CMB的台址，同时具备观测设备建设与运行基础。2009年建成以来，阿里台经过国家天文台的发展建设已经相对成熟、初具规模。根据水汽监测数据及数值模拟结果相互印证，阿里天文台的观测条件与智利天文台相当。这一结果在国际上引起广泛关注，改变了领域内对未来CMB项目规划的格局。国际上急切的盼望中国加入到CMB原初引力波研究的前沿，通过国际合作在阿里天文台开展CMB原初引力波实验。

▍（二）阿里探测计划的科学目标

我国在CMB 的理论研究,数据分析和拟合方面开展了多年工作,已取得了一些国际上有影响力的成果。在CMB实验规划方面,中科院高能所张新民研究员带领的团队已努力了多年,前后达十年之久,先是探讨在我国南极昆仑站做CMB实验的可能性,2012年又尝试与法国QUBIC合作。在对方案反复论证,几经推倒重来之后, 2014年5月提出了阿里计划。之后,根据国际发展状况,阿里计划不断完善,更加强

调了国际合作。目前的阿里计划的具体内容包括,通过中方领导、中美合作在西藏阿里天文台建造一台小口径高灵敏度CMB望远镜，首次实现北天区最灵敏的CMB观测，寻找原初引力波信号。同时正式加入BICEP4原初引力波国际合作项目，计划于2016年在南极极点科考站升级建设。BICEP系列望远镜一直在全球地面CMB原初引力波项目中处于领先地位，迄今为止对大尺度B模式偏振发表的观测精度好于国际上其他CMB项目一个量级左右。第四代BICEP4与正在运行的BICEP3相比增大望远镜口径、拓宽观测频段，中方的贡献将使BICEP4在探测效率提高5倍的同时，有效改善扣除银河系辐射影响的能力。中方通过全程参与开展BICEP4合作，可以立刻介入CMB原初引力波最先进的观测研究，熟悉合作团队，培养人才队伍，积累技术经验，为阿里原初引力波项目积累经验。同时一旦在阿里原初引力波望远镜完成前BICEP4发现原初引力波信号，中美将共享这个重大科学发现。阿里CMB望远镜建成后与BICEP4联合将首次实现地面望远镜对CMB 的全天观测，成为下一代最灵敏的CMB偏振观测设备。

空间CMB卫星项目周期长，耗资大。目前，尚未有任何一个空间CMB极化观测卫星项目确定立项，正在遴选的有日本提出的LiteBIRD，如果计划得到支持，将于2022年 - 2025年上天，目前正在接受JAXA 的评选。阿里原初引力波项目的目标是在LiteBIRD上天前，与南极、智利台址协同形成全球第四代（CMB S4）地面探测网络，实现全天覆盖，与同代望远镜同时观测，达到与LiteBIRD相当的灵敏度。LiteBIRD要达到其设计指标需要地面望远镜配合，做好去引力透镜效应才能做到，依赖于下一代地面CMB实验的发展。我们与BICEP4的合作将对下一代CMB实验实现全天观测做出重要贡献，确保S4原初引力波的探测目标实现r<0.005以下。通过阿里实现全天覆盖力争在空间项目前探测到引力波，或者对空间项目LiteBIRD提出新的挑

战。

除了探测原初引力波以外，阿里实验的另一个重要科学目标是检验在基本物理中有基础性地位的CPT对称性。自从1956年李政道、杨振宁与吴健雄等人提出和证实宇称（P）破缺以来，人们发现在基本粒子物理中绝大部分的分立变换包括电荷共轭（C），时间反演（T）和宇称以及它们的组合，都不是严格的对称性。唯一的例外是CPT联合不变性。CPT定理表明任何局域的、Lorentz协变的并具有厄密哈密顿量的量子场论都是CPT不变的。从这个定理能推导出许多重要的物理结果，比如粒子和反粒子具有相同的质量和自旋、相反的荷和磁矩等。现有的粒子物理标准模型就是满足CPT定理前提条件的理论，具有严格的CPT对称性。因此检验CPT对称性是检验标准模型的一种重要方式。反之，CPT如果有破缺就意味着新物理的存在。因此寻找CPT破缺的信号也是寻找新物理的一个重要途径。

几十年来人们一直不断地对CPT对称性进行检验，包括中微子和中性介子的振荡实验、极化费米子的扭秤实验等。这些地面实验室开展的CPT检测实验具有越来越高的精度，但是到目前为止并没有发现有CPT破缺的信号。因此目前的CPT破缺，即使存在也必定是非常小的。但是在宇宙的早期有可能存在比较大的CPT破缺信号。线索来自于两个方面：（1）膨胀的宇宙本身提供了一个破缺Lorentz对称性的特殊环境，而Lorentz对称性正是CPT不变性的前提条件之一；（2）大爆炸宇宙学的原初核合成和CMB的观测结果都表明宇宙中的物质和反物质存在很大的不对称性，在可观测的宇宙范围内人们只看到物质而没有反物质。这种物质-反物质不对称是宇宙学中的一个巨大的谜团。而解开这个谜团的关键线索很可能就是CPT破缺，因为CPT破缺的后果之一就是造成了粒子和反粒子之间的差异。事实上人们已经提出了多个基于宇宙学CPT破缺来解释物质-反物质不对称的粒子物

理模型。这类模型的一个特点是CPT破缺在宇宙早期比较大，产生足够的物质-反物质不对称，但是到目前遗留下来的CPT破缺信号很小以至于地面实验室的CPT检测实验无法观测到。

2006年中科院高能所的张新民课题组提出了CMB偏振实验来探测宇宙学CPT破缺的新方法。CPT破缺有可能导致宇宙中传播的光子的偏振方向发生旋转，这种旋转角就是衡量CPT破缺程度的物理量。同时这样的旋转也会改变CMB的偏振角功率谱和偏振-温度关联谱，主要原因是在复合期后由于光子的偏振方向的旋转会导致一部分E 模式偏振转化为B模式偏振。这种CPT破缺的典型特征是产生TB和EB关联谱，而且实际中EB比TB在探测CPT破缺信号更为有效。知道了功率谱的改变方式，人们就可以利用现有的CMB温度和偏振数据来探测旋转角，进而对CPT进行检测。这种方法得到国际上多个宇宙学课题组的青睐，并为一些大型CMB实验合作组如WMAP, QUaD,BICEP 等采用。目前虽然没有看到明显的CPT破缺信号，但是现有的实验已经有能力探测到量级为1°的旋转角，相应的对CPT破缺系数的限制比地面实验室给出的要严格得多。这些发展使得人们意识到CMB实验是一个检验CPT对称性的非常重要的手段。包括阿里实验在内的CMB 偏振实验将会有更高的精度，具备探测更小的旋转角的能力。正因为如此在阿里实验计划中，检验CPT对称性被列为另一个重要的科学目标。

与此相关的还有CPT破缺给出新的BB谱的来源，它和原初引力波的信号会叠加在一起；旋转角一般具有各向异性，这种各向异性会造成CMB功率谱的失真，情形与弱引力透镜类似，此外这种各向异性也会产生新的BB谱。理论上已经发展了将这些效应区分鉴别的方法，但这都要求对CMB的偏振作精度更高的测量。这些都是阿里实验将大显身手之处。

(本文拟发表于《现代物理知识》2016年第2期)

原初引力波与阿里探测计划

原初引力波与阿里探测计划 张新民苏萌李虹李明哲蔡一夫 2016年3月公布的我国“十三五”规划纲要中列入了“强化宇宙演化、物质结构、生命起源、脑与认知等基础前沿科学研究”，从国家科技发展的战略高度肯定了宇宙演化等基础前沿科学的重要性。不久前的2016年2月11日，LIGO实验组和美国自然科学基金委员会联合宣布探测到来自于十三亿年前由两个黑洞并合产生的引力波,这是人类第一次直接探测到引力波，可谓一项里程碑式的发现。 ▍一、引力波源及其探测方式 引力波源大体可分为两种，天体物理起源和宇宙学起源。对应不同的波源，相应的探测方式也不一样，如图1所示。 图1，引力波的源及相应的探测方式 （图片来自NASA Goddard Space Flight Center）▍（一）天体物理起源的引力波及其探测

天体物理起源包括以下三类： （1）中子星、恒星级黑洞等致密天体（几十个太阳质量左右）组成的致密双星系统的合并过程。这类引力波的频率处于10赫兹- 1000赫兹量级的高频段，相应的探测手段是地面激光干涉仪。与迈克耳孙干涉仪一样，在引力波激光干涉仪中激光被分裂成两束后在两个垂直的臂中传播并发生干涉。当引力波经过时，局部的时空发生变形，两个臂的相对长度会发生改变，相应地激光干涉条纹就会移动。此类实验最具代表性的就是LIGO，利用长达4千米的两个互相垂直的探测臂首次探测到了引力波信号。 （2）大质量黑洞并合过程的后期、银河系内的白矮双星系统。频率为10?5赫兹 -1赫兹，这类引力波信号可通过空间卫星阵列构成的干涉仪来探测，如欧洲的eLISA计划。 （3）超大质量黑洞（数百万到数亿太阳质量）并合。频率为10?9赫兹 -10?6赫兹，探测手段是脉冲星计时，即利用地面上的大型射电望远镜，监视校准后的若干毫秒脉冲星。如果其附近有大质量黑洞并合时发出的引力波，这些毫秒脉冲星的脉冲频率会有变化。国际上20世纪70年代就开始这方面的研究，90年代已获得诺贝尔奖，我国在这方面有计划运行的FAST实验。 综上所述，天体物理过程产生的是高频引力波，相应的探测装置覆盖的频率范围在10?9赫兹以上。 ▍（二）宇宙学起源的原初引力波及其探测 除了天体物理起源以外，在宇宙的早期剧烈的量子涨落会产生充满整个宇宙空间的引力波，称之为原初引力波。自1940年代以来，

引力波的发现历程

引力波的发现历程 班级：12级物理一班 姓名：陈昊昱 学号：1207020008 摘要：引力波是根据爱因斯坦的广义相对论作出的奇特预言之一，现代引力波研究已成为天体物理学的一个重要前沿课题。 关键字：引力波(gravitational waves) 广义相对论电磁波 一、引力波初期探索 牛顿在数学，物理和天文学方面有着许多重要的贡献。但是，他最为人知的贡献是发现了引力学定理。爱因斯坦的许多理论，包括对引力波的预言，都是从牛顿引力学理论中得到灵感的。 其中一个最广为人知的故事，是描述有一天，牛顿正坐在一棵苹果树底下思考着宇宙。突然一个苹果从天而降砸到了他的头上。震惊中的牛顿马上意识到发生了什么事。就在这一瞬间，他认识到了引力是怎样将物体拉向地球的。 这个故事可能是虚构的，但它却符合事实。牛顿对自然的观察使他发现了引力定理。他认识到那个将苹果拉向地球的力很可能与使月亮围绕地球转的力是一样的。从而，他认为所有物体之间一定存在一种吸引的力，并称之为引力。 根据他的发现，牛顿注意到所有物体都互相吸引。质量越大，引力越大，但随离开物体距离的增大而减小。他称这就是引力定理。 在他的引力学理论中，牛顿结合了另外三位伟大的科学家哥白尼(1473-1543)，开普勒(1571-1630)，伽利略(1564-1642)的理论。牛

顿的理论解决了许多他那个时期的难题，包括潮汐产生的原因，地球和月亮的运动，以及彗星的轨道问题。 虽然牛顿的理论解释了什么是引力，但是，在随后的300年中，引力产生的原因仍然是个谜 爱因斯坦认为是一种跟电磁波一样的波动，称为引力波。引力波是时空曲率的扰动以行进波的形式向外传递。引力辐射是另外一种称呼，指的是这些波从星体或星系中辐射出来的现象。牛顿认为是一种即时超距作用，不需要传递的“信使”电荷被加速时会发出电磁辐射，同样有质量的物体被加速时就会发出引力辐射，这是广义相对论的一项重要预言。 二、引力波检测的开拓者 爱因斯坦在把狭义相对论推广到广义相对论的研究过程中，他不但向世人说明引力是一种场，而且还发现了场方程，而场方程是联系引力物质的质量与时空“弯曲”的程度、性质之间的桥粱。 爱因斯坦认为，物质的分布及运动不仅决定其周商整阊的“弯曲”程度，同时还影响周围时间的流逝。这个“弯曲”的空间和时间一起，反过来再决定其周围物质的运动。物质间的万有引力作用就是通过上述过程来实现的，这当然不能在瞬间完成。 当某一物体作加速运动时，就会以有限的速度逐步影响周围的时空结构，若这种影响以波动方式向空问传播，从而逐点改变着原来已经弯曲的时空，进而影响周围物体的运动。例如激发起其他物体作机械振动等，而那正是引力波的传播。这就好似电荷发生运动变化，引

原初引力波与阿里探测计划

3 原初引力波与阿里探测计划 张新民1 苏 萌2 李 虹3 李明哲4 蔡一夫5 （1 中国科学院高能物理研究所理论物理研究室 100049；2 麻省理工学院物理系 02139；3 中国科学院高能物理研究所粒子天体物理中心 100049；4 中国科技大学交叉学科理论研究中心 230026；5 中国科技大学天 文学系 230026） 2016年3月公布的我国“十三五”规划纲要中列入了“强化宇宙演化、物质结构、生命起源、脑与认知等基础前沿科学研究”，从国家科技发展的战略高度肯定了宇宙演化等基础前沿科学的重要性。不久前的2016年2月11日，LIGO 实验组和美国自然科学基金委员会联合宣布探测到来自于13亿年前由两个黑洞并合产生的引力波，这是人类第一次直接探测到引力波，可谓一项里程碑式的发现。 一、引力波源及其探测方式 引力波源大体可分为两种，天体物理起源和宇宙学起源。对应不同的波源，相应的探测方式也不一样，如图1所示。 （1）中子星、恒星级黑洞等致密天体（几十个太阳质量左右）组成的致密双星系统的并合过程。这类引力波的频率处于10~1000赫兹量级的高频段，相应的探测手段是地面激光干涉仪。与迈克耳孙干涉仪一样，在引力波激光干涉仪中激光被分裂成两束后在两个垂直的臂中传播并发生干涉。当引力波经过时，局部的时空发生变形，两个臂的相对长度会发生改变，相应地激光干涉条纹就会移动。此类实验最具代表性的就是LIGO ，利用长达4千米的两个互相垂直的探测臂首次探测到了引力波信号。 （2）大质量黑洞并合过程的后期、银河系内的白矮双星系统。频率为10–5~1赫兹，这类引力波信号 可通过空间卫星阵列构成的干涉仪来探测，如欧洲的eLISA 计划。 （3）超大质量黑洞（数百万到数亿太阳质量）并合。频率为10–9~10–6赫兹，探测手段是脉冲星计时，即利用地面上的大型射电望远镜，监视校准后的若干毫秒脉冲星。如果其附近有大质量黑洞并合时发出的引力波，这些毫秒脉冲星的脉冲频率会有变化。国际上20世纪70年代就开始这方面的研究，90年代已获得诺贝尔奖，我国在这方面有计划运行的FAST 实验。 综上所述，天体物理过程产生的是高频引力波，相应的探测装置覆盖的频率范围在10–9赫兹以上。 （二）宇宙学起源的原初引力波及其探测 除了天体物理起源以外，在宇宙的早期剧烈的量子涨落会产生充满整个宇宙空间的引力波，称之为原初引力波。自20世纪40年代以来，经典热大爆炸宇宙学取得了巨大的成功，其预言的宇宙轻元素丰度、 宇宙微波背景辐射等均被实验证实，其中关于微波背 图1 引力波的源及相应的探测方式（图片来自NASA Goddard Space Flight Center ） （一）天体物理起源的引力波及其探测 天体物理起源包括以下三类： DOI:10.13405/https://www.wendangku.net/doc/1617194119.html,ki.xdwz.2016.02.001

引力波的探测

1.引力波探测器的发展 早的引力波探测器是共振型引力波探测器： 上世纪60年代，马里兰大学的物理学家韦伯(Joseph Weber)首先提出了一共振型引力波探测器。该探测器由多层铝筒构成，直径1米，长2米，质量约1000千克，用细丝悬起来。当引力波经过圆柱时，圆柱会发生共振，进而可以通过安装在圆柱周围的压电感器检测到。韦伯曾经在相距1000千米的两个地方同时放置了相同的探测器，只有两个探测器同时检测到相同的信号才被记录下来。1968年，韦伯宣称他探测到了引力波，立刻引起了学界的轰动，但是后来的重复实验都无所获。 后来人民发展出了激光干涉仪为原理的探测器。世界范围内，除了美国LIGO 引力波探测器之外，还有德国和英国合作的GEO600、法国和意大利合作的VIRGO、日本的TAMA300以及计划中的LCGT、澳大利亚计划中的AIGO以及印度计划中的LIGO-India。 2.引力波探测的原理 是利用激光干涉引力天文台来探测，其原理使用了迈克尔孙干涉仪和法布里-柏罗干涉仪等。

但是它与传统的迈克尔逊干涉原理有着本质的不同，简单来说就是光速恒定，时空弯曲，路程变化，本来互相“抵消”的光线没有抵消，然后就产生了信号。具体原理涉及到相对论方程。 3.激光干涉引力天文台的建造 激光干涉引力波天文台于1999年11月建成，耗资3.65亿美元。2005年，激光干涉引力波天文台开始进行改造，包括采用更高功率的激光器、进一步减少振动等。 2015年，最新的激光干涉引力波天文台正式上线。最新建造的激光干涉引力波天文台在华盛顿州与路易斯安那州之间架设了两个引力波探测器，主要部分是两个互相垂直的长臂，个臂长4000米，臂的末端悬挂着反射镜，管道采用不锈钢制成，直径1.2米，内部真空度为10-12大气压。大功率的激光束在臂中来回反射大约50次，使等效臂长大大增加，这样就会形成干涉条纹，如果引力波传播到地球上，那么就可以引起干涉条纹的位移。 为了降低地震对系统带来的干扰，光学装置安装在结构复杂的防振台上，为降低空气分子热运动的影响，光路中抽成10-12大气压的真空。此外还要在路易斯安那州和华盛顿州建造两个相同的探测器，彼此相距3000公里。只有两个探测器同时检测到信息时，才有可能是引力波的信号 4.引力波探测遇到的困难 事实上，引力波就像是时空的涟漪，如果将时空想象成水面，那么天体碰撞事件就如同块石头落入水中所引发的水波，只不过引力波的传播速度可以达到光速。为了寻找引力波，科学家需要借助宇宙中的极端事件，比如黑洞合并、中子星事件等，因为大质量天体可以产生相对较强的引力波。只不过如此事件较为罕见，在银河系内大约平均每1万年会发生一次。 引力波的探测要求仪器的灵敏度达到能够检测长度到为10-21量级的变化，也

引力波,引力波源及引力波探测

引力波,引力波源及引力波探测 摘要：目的通过讨论初步了解引力波及其检测方法方法采用查阅文献，小组汇报，互相交流的方式。结果初步了解引力波，同学们积极发言，小组讨论效果明显。结论通过独自查阅文献，互相讨论交流，我们对引力波有了更深刻的认识，也获得了许多有用的知识。这是一种增长知识，开阔视野的有效的学习方式。 关键字：引力波；检测；原理；意义 1. 引言 广义相对论的几个经典检验和预言 1．光谱线在引力场中的红移；距引力场源较远处接收到光的频率较低，原因：光“逃离”引力场源需要做功。 2．光线在引力场中的偏折；牛顿理论加上光子概念可以定性解释，但定量结果却总只有观测值的一半。 3. 水星进日点的进动；多出来的43秒／百年，牛顿理论加上摄动修正无法解释。以上三点均是广义相对论的直接推论－－史瓦西解（Schwarzschild1916）的直接结果。传感器一般由敏感元件和转换元件组成。敏感元件是指传感器中能直接感受（或响应）被测量的部分；转换元件是指传感器中敏感元件感受（或响应）的被测量，转换成适于传感和测量的电线号的部分。 4．雷达回波延迟；1964年Shapiro首次提出。地球发出的雷达信号经太阳附近到达另一行星（或飞船），然后返回，测量信号发出与接收的时间。与广义相对论的吻合程度非常高。 5．引力波；下面专门谈。 6．黑洞；等。 引力波：指时空弯曲中的涟漪，通过波的形式从辐射源向外传播，以引力辐射的形式传输能量的波。 2. 实验 2.1 共振型棒式天线： 代表：Weber棒(美国) 实验装置：悬挂的铝棒（重1.4吨）＋压电陶瓷传感器。灵敏度为h~2X10-15。 Weber的检测器工作在室温下，来自热运动的噪声会干扰实验结果。目前采用高Q值低内耗铝合金在超低温(10-2K)下工作，工作的引力波频段为~1000Hz段，灵敏度为h~2X10-21。 缺点：非共振频段的引力波反应弱；守株待兔式探测需要昂贵的实验维持费用。 部分实验结果： 1969年，韦伯(J. Weber)宣称探测到了来自银河系中心的引力波，实验结果发表于美国物理评论快报(Physics Review Letter)，但后来相继建成的更高灵敏度的引力波检测器没能重复其结果，因此其结论目前仍然未能被科学界接受，认为是噪声而非引力波！ 1987年有个小组声称接收到了来自大麦哲伦星云(属于银河系的近邻星系)中的超新星1987A 爆发时的引力辐射。 这两个结果都因为没有旁证而无法得到公认. 2i.2激光干涉仪探测器： 代表：LIGO（美国） 其原理与传统的迈克尔逊干涉仪完全相同,引力波作 用将引起两垂直光臂(检验质量)产生不同的距离变化，从而改变两束干涉光的光程差，通过干涉条纹移动反映出来！其工作频率下限为10Hz。欧洲宇航局拟建的LISA工作频率下限为10-2Hz。 部分实验结果： 2016年6月16日凌晨，LIGO合作组宣布：2015 年

关于引力波的探测与未来前景

关于引力波的探测与未来前景 在我们身边存在着各种各样的波。池塘里碧波荡漾、大海中波浪滔天，这是我们看得见的水波；小提琴琴声缭绕使人心潮澎湃，老师讲课发出的声音，这是听得到、看不见的声波；地震时房屋倒塌，地动山摇，这是我们听不到也看不见，但破坏力极强的地震波。除此之外，在我们身边还有五彩斑斓的光波、传递信息的无线电波等等。那么在神秘的宇宙间，还存在这一种既看不见，又摸不着，甚至很难探测到的一种波——引力波。 在物理学中，引力波是指时空弯曲中的涟漪，通过波的形式从辐射源向外传播，这种波以引力辐射的形式传输能量。时空命令物质如何运动，而物质引导时间如何弯曲。如果把时空想象成一张巨大的橡胶膜，有质量的物体会让橡胶膜弯曲，就像在蹦床上扔了一个保龄球。质量越大，时空被引力波扭曲的越厉害。就好比太阳系，太阳的质量非常大，导致周围的引力波发生扭曲，时空大大形变而产生了巨大的涟漪，而地球与其他行星正位于这涟漪之内。如果你想在这样的形变下走直线，最终你会发现你实际上是在绕着形变的中心也就是发出引力波的中心绕圈。轨道就是这么来的，并没有什么力拉着行星绕圈，而是时空的扭曲导致行星在绕圈。所以从某种意义上来讲行星是在这段时空内做直线运动，只不过时空是弯曲的罢了。有质量的物体一加速，改变

了时空中的扭曲，引力波随之而生。任何有质量的物体并且有能量的物体都能产生引力波，要是我们绕着操场跑一圈，我们也会产生时空的涟漪。但是由于我们的质量太小，那些引力波太微不足道了，实际上根本无法被探测到。就像前不久LIGO科学合作组织在2月11号直接探测到了引力波，而此次探测到的引力波是由两个黑洞合并引发的。这两个黑洞的直径都在150公里左右，它们不断靠近，旋转，并最终合并成一个黑洞。两个黑洞一个达到太阳质量的29倍，一个为太阳质量的36倍。据推测，两个黑洞的合并发生在13亿年前，合并过程中产生的引力波经漫长的传播最终抵达地球。据推测，两个黑洞以1/2光速的速度相撞后合并。二者在合并的过程中释放出约3个太阳质量的能量，这些能量以引力波的形式辐射出去。在穿过13亿光年之后到达地球，最为时空的涟漪，也仅仅将LIGO的4公里臂长改变了一个质子直径的万分之一，也相当于将太阳系到我们最近恒星之间距离改变了一个头发丝的宽度。这种及其微小的变化，如果不借用异常精密的探测器，我们根本是探测不到的。所以对于我们的质量来说，完全不可能将我们所释放的的引力波探测到。 那么，LIGO是如何探测到引力波的呢？首先，它采用的是激光干涉的思路。如果你我之间的时空被拉伸或者压缩了，仅凭我们去观察地上等距的标记，是不可能的。因为这

引力波探测的未来

引力波探测的未来 邓雪梅/编译 在利文斯顿市，工程师们正在为LIGO引力波探测器进行升级 ●在经历了二十年的漫长岁月并耗资超过5亿多美元，世界上最大的引力波探测器——LIGO——或将成为对引力波探测最为敏感的仪器。然而近十年来，LIGO的首要任务是搜寻引力波，但却没有任何发现。随着设备的升级，该项目将面临不得不最终兑现其承诺的残酷现实。 在路易斯安那州巴吞鲁日东面的湿地中，对引力波的搜索在中午后才算真正开始。这缘于附近公路的车辆声、火车的呼啸，以及伐木工人偶尔发出的电锯声的干扰，因此，上午的工作往往一无所获。 即使是现在（5月的一个下午6点），在利文斯顿市激光干涉引力波天文台（LIGO）的控制室中，瑞恩·德罗萨（Ryan de Rosa）正无奈地凝视着一套电脑显示器。尽管显示器画面稳定，但仍不时会出现震颤波——这是人类感觉不到的，由墨西哥湾沿岸100多公里外产生的地震、交通嘈杂声以及海浪声引发的，看起来就像锯齿状的山峰。 为了掌控引力波探测器红外激光光束（这些光束在两个长达4 000米的通道中来回反射），这位来自路易斯安那州立大学的物理学家德罗萨及其团队，正致力于实现对LIGO的一个主要升级工作，即通过控制光束以及测量其走过的路径，他们希望能观测到由引力波经过时所产生的独特振荡——这个时空涟漪是爱因斯坦在几乎100年以前预测的——但时至今日，还没有发现引力波存在的直接证据。 另一组致力于华盛顿州汉福德核设施探测器研究的团队将于几个月内抵达。如果一切顺利的话，这两套耗资近6.2亿美元的设备或于明年恢复数据，届时将会成为世界上对引力波探测最敏感的仪器， LIGO 小组因此很有可能会成为第一个直接探测到引力波的研究团队。 寻找引力波的直接证据将把天文学推向新的时代。天文学家声称，如果找到成千上万个引力波源的存在证据，这将有助于获知黑洞碰撞、恒星自身湮灭及时空振动的秘密。届时，引力波会彻底打开一个动态且不断变化的宇宙新窗口。 然而近十年来，LIGO的首要任务是搜寻引力波，但却没有任何发现。现在，随着设备的升级，该项目将面临不得不最终兑现其承诺的残酷现实。 无处不在却无影无形

引力波_引力波源和引力波探测实验_唐孟希

引力波、引力波源和引力波探测实验 唐孟希1,李芳昱2,赵鹏飞3,唐敏然4 (1.中山大学物理系,广州510275;2.重庆大学应用物理系,重庆400044; 3.湛江师范学院物理系,湛江510089; 4.中山大学中山医学院基础部,广州524048)摘要:引力波是爱因斯坦和其他物理学家提出的关于广义相对论的四大预 言之一。除了PSR1913+16引力辐射阻尼的观测提供了引力波存在的间接证据外,科学家至今仍没有在实验室中确证引力波的存在。由于人类目前的技术水平还不可能在实验室中产生强度可供探测的引力波,而宇宙中存在大量大质量、高速运动的天体,有可能产生较强的引力波,天体引力波源自然成为现阶段科学家研究引力波的首选。本文介绍广义相对论框架下预言的引力波性质,引力波探测的理论依据,共振型棒式天线和激光干涉仪两大类探测器的基本原理,引力波探测实验的现状和面临的困难,科学家采取的对策,以及爆发型和连续型两类天体引力波源。最后介绍了正在计划中的几个引力波探测空间实验。 关键词:广义相对论;引力波;引力波源;空间实验 中图分类号:O 412,P 142.84　文献标识码:A 文章编号:1001-7526(2002)03-0071-17 1　广义相对论和引力波 牛顿的引力理论统治了物理学界200多年。根据牛顿的引力理论,由两个质点组成,作周期运动的动力学系统,运动轨迹是一个封闭的椭圆,太阳系的行星轨道就属于这种情况。当考虑到太阳的质量四极矩和受到其他天体的摄动时,行星绕太阳运动的轨道不再封闭,椭圆轨道的近日点会以一定的角速度进动。离太阳越近的行星轨道,进动角速度越大。1859年Leverrier 首先发现,水星轨道近日点的进动,在扣除以上因素外,还有每百年38s 的剩余进动无法在牛顿力学的框架内给出解释。Ne wcomb 进行了精度较高的观测后得出,这个剩余的进动为每百年43s 。1916年爱因斯坦在他早期发表的广义相对论的论文中就给出了行星近日点进动的广义相对论的计算值[1],这个值与Leverrier 和Newcomb 的观测值相符合。这是广义相对论第一个成功的例证。根据广义相对论,爱因斯坦和其他的物理学家先后提出了4个预言,即光线在引力场中的偏折,光谱线在引力场中的红移,引力辐射存在和黑洞存在。这4个预言中的前2个在随后不久便得到了2002No .3 云　南　天　文　台　台　刊Publications of Yunnan Observatory 2002年第3期 基金项目:国家自然科学基金(10175096)资助项目. 收稿日期:2001-12-27 作者简介:唐孟希,男,教授,研究方向:引力理论和引力实验.DOI :10.14005/j .cn ki .issn 1672-7673.2002.03.009