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引力波
本詞條是多義詞，共2個義項
美國愛因斯坦提出的物理概念
基本信息
| 中文名 | 引力波 |
| 別名 | Gravity wave |
| 外文名 | Gravitational wave |
| 提出者 | 愛因斯坦 |
| 提出時間 | 1939年 |
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內(nèi)容簡介
引力波確實不好理解，畢竟如科學巨匠牛頓這等人物都理解不了。但要理解引力波，還得從牛頓說起。當年牛頓的頭被下落的蘋果砸了一下，如果是砸到肯定就把蘋果一口咬掉，但他卻由此意識到萬物之間普遍存在著一種很微弱的力，稱之為“萬有引力”，雖然平常兩個人之間感覺不到它的存在，但是在天體的級別，由于天體的質(zhì)量很大，所以引力也變得很大了，這樣才不會掉到宇宙的虛空里了。萬有引力理論是一個很成功的理論，在天體運算中取得了很多成果，但是這個理論有個很大的陰影就是計算不準水星近日點的進動問題。而愛因斯坦就是希望有一種理論能夠彌補萬有引力的不足，而這就是愛因斯坦的廣義相對論。地球和太陽相距甚遠，他們之間的萬有引力是如何傳遞的呢？萬有引力的本質(zhì)又是什么呢？愛因斯坦的廣義相對論是這樣回答的，引力就是時空的彎曲所產(chǎn)生的一種效應，引力場就是時空彎曲場。引力的強弱與時空的彎曲息息相關(guān)，在廣義相對論中引力的本質(zhì)就是時空的彎曲，而引力本身其實是不存在的。比如兩個質(zhì)量很大的物體接近時由于受萬有引力會互相吸引、互相接近，這是牛頓的看法，愛因斯坦的相對論并不認為這兩個物體之間存在著吸引力，它們之所以互相接近是因為兩個質(zhì)量很大的物體把時空壓彎了，然后沿著彎曲的時空曲面自然的滾到一起的。
定義
在愛因斯坦的廣義相對論中，引力被認為是一種時空彎曲效應。這種彎曲因質(zhì)量的存在而形成。通常而言，在一個給定的體積內(nèi)，包含的質(zhì)量越大，那么在這個體積邊界處所導致的時空曲率就越大。當一個有質(zhì)量的物體在時空當中運動時，曲率變化反應了該物體的位置變化。在某些特定環(huán)境之下，加速物體能夠改變曲率，并且能夠以波的形式向外以光速傳播。這種傳播現(xiàn)象被稱之為引力波。
當一個引力波通過一個觀測者的時候，因為應變(strain)效應，觀測者就會發(fā)現(xiàn)時空被扭曲了。當引力波通過的時候，物體之間的距離就會發(fā)生規(guī)律性的增加和減小，頻率對應于引力波的頻率。這種效應的強度與引力波源之間的距離成反比。繞轉(zhuǎn)的雙中子星系統(tǒng)的預測中，當它們合并時，是一個非常強的引力波源，因為它們彼此靠近繞轉(zhuǎn)時產(chǎn)生了巨大的加速度。由于通常距離這些源非常遠，所以地球上觀測時的效應非常小，形變效應小于
。科學家們已經(jīng)利用更為靈敏的探測器證實了引力波的存在。目前最為靈敏的探測是aLIGO(先進激光干涉引力波天文臺)，它的探測精度可以達到
。更多的空間天文臺，譬如歐洲航天局的eLISA計劃、中國的中國科學院太極計劃、中山大學的天琴計劃等，目前正在籌劃當中。
引力波應該能夠穿透那些電磁波不能穿透的地方。所以猜測引力波能夠提供給地球上的觀測者有關(guān)遙遠宇宙中有關(guān)黑洞和其它奇異天體的信息。而這些天體不能夠為傳統(tǒng)的方式，比如光學望遠鏡和射電望遠鏡，所觀測到，所以引力波天文學將給有關(guān)宇宙運轉(zhuǎn)的新認識。尤其，引力波更為有趣的是，它能夠提供一種觀測極早期宇宙的方式，而這在傳統(tǒng)的天文學中是不可能做到的，因為在宇宙再合并之前，宇宙對于電磁輻射是不透明的。所以，對于引力波的精確測量能夠讓科學家們更為全面的驗證廣義相對論。
圖1 引力波[物理概念]
通過研究引力波，科學家們能夠區(qū)分最初宇宙奇點所發(fā)生的事情。原則上，引力波在各個頻率上都有。不過非常低頻的引力波是不可能探測到的，在非常高頻的區(qū)域，也沒有可靠的引力波源。霍金(Stephen Hawking)和以色列（Werner Israel）推測，可被探測到的引力波頻率，應該在
到
之間。
引力波在不斷地通過地球。然而，即使最強的引力波效應也是非常小的，并且這些源距離很遠。比如GW150914在最后的劇烈合并階段所長的引力波，在穿過13億光年之后到達地球，最為時空的漣漪，也僅僅將LIGO的4公里臂長改變了一個質(zhì)子直徑的萬分之一，相當于將太陽系到最近恒星之間距離改變了一個頭發(fā)絲的寬度。這種極其微小的變化，如果不借用異常精密的探測器，根本是探測不到的。
圖2 引力波[物理概念]
探測歷史
在過去的六十年里，許多物理學家和天文學家為證明引力波的存在而做出了不懈努力。其中最著名的要數(shù)引力波存在的間接實驗證據(jù)—脈沖雙星PSR1913+16。1974年，美國麻省大學的物理學家家泰勒（Joseph Taylor）教授和他的學生赫爾斯（Russell Hulse）利用美國的308米射電望遠鏡，發(fā)現(xiàn)了由兩顆質(zhì)量大致與太陽相當?shù)?/span>中子星組成的相互旋繞的雙星系統(tǒng)。由于兩顆中子星的其中一顆是脈沖星，利用它精確的周期性射電脈沖信號，可以無比精準地知道兩顆致密星體在繞其質(zhì)心公轉(zhuǎn)時他們軌道的半長軸以及周期。根據(jù)廣義相對論，當兩個致密星體近距離彼此繞旋時，該體系會產(chǎn)生引力輻射。輻射出的引力波帶走能量，所以系統(tǒng)總能量會越來越少，軌道半徑和周期也會變短。
在之后的30年時間里，泰勒及其同行面對PSR1913+16做了持續(xù)觀測，觀測結(jié)果和廣義相對論所預測的高度吻合：周期變化率為每年減少76.5微秒，半長軸每年縮短3.5米。根據(jù)廣義相對論的預測，這個雙星系統(tǒng)將在3億年后合并。這是人類第一次得到引力波存在的間接證據(jù)，是對廣義相對論引力理論的一項重要驗證。泰勒和赫爾斯因此榮獲1993年諾貝爾物理學獎。到目前為止，類似的雙中子星系統(tǒng)已經(jīng)發(fā)現(xiàn)了將近10個。但是此次發(fā)布會中的雙黑洞系統(tǒng)卻從來沒被發(fā)現(xiàn)過，是首例。
在實驗方面，第一個對直接探測引力波作偉大嘗試的人是韋伯（Joseph Weber）。早在上個世紀50年代，他第一個充滿遠見地認識到，探測引力波并不是沒有可能。從1957年到1959年，韋伯全身心投入在引力波探測方案的設(shè)計中。最終，韋伯選擇了一根長2米，直徑0.5米，重約1噸的圓柱形鋁棒，其側(cè)面指向引力波到來的方向。該類型探測器，被業(yè)內(nèi)稱為共振棒探測器：當引力波到來時，會交錯擠壓和拉伸鋁棒兩端，當引力波頻率和鋁棒設(shè)計頻率一致時，鋁棒會發(fā)生共振。貼在鋁棒表面的晶片會產(chǎn)生相應的電壓信號。共振棒探測器有很明顯的局限性，比如它的共振頻率是確定的，雖然可以通過改變共振棒的長度來調(diào)整共振頻率。但是對于同一個探測器，只能探測其對應頻率的引力波信號，如果引力波信號的頻率不一致，那該探測器將失效。此外，共振棒探測器還有一個嚴重的局限性：引力波會產(chǎn)生時空畸變，探測器做得越長，引力波在該長度上的作用產(chǎn)生的變化量越大。韋伯的共振棒探測器只有2米，強度為1E-21的引力波在這個長度上的應變量(2E-21米)實在太小，對上世紀五六十年代的物理學家來說，探測如此之小的長度變化是幾乎不可能的。雖然共振棒探測器沒能最后找到引力波，但是韋伯開創(chuàng)了引力波實驗科學的先河，在他之后，很多年輕且富有才華的物理學家投身于引力波實驗科學中。
在韋伯設(shè)計建造共振棒的同時，部分物理學家認識到了共振棒的局限性，然后就有了前面提到的有基于邁克爾遜干涉儀原理的引力波激光干涉儀探測方案。它是由麻省理工學院的韋斯（Rainer Weiss）以及馬里布休斯實驗室的佛瓦德（Robert Forward）在上世紀70年代建成的。到了70年代后期，這些干涉儀已經(jīng)成為共振棒探測器的重要替代者。激光干涉儀對于共振棒的優(yōu)勢顯而易見：首先，激光干涉儀可以探測一定頻率范圍的引力波信號；其次，激光干涉儀的臂長可以做得很長，比如地面引力波干涉儀的臂長一般在千米的量級，遠遠超過共振棒。
除過剛剛提到的aLIGO，還有眾多其他引力波天文臺。比如，位于意大利比薩附近，臂長為3千米的VIRGO；德國漢諾威臂長為600米的GEO；日本東京國家天文臺臂長為300米的TAMA300。這些探測器都曾在2002年至2011年期間共同進行觀測，但并未探測到引力波。所以之后這些探測器就進行了重大升級，兩個高新LIGO（升級版的LIGO）探測器于2015年開始作為靈敏度大幅提升的高新探測器網(wǎng)絡(luò)中的先行者進行觀測，而高新VIRGO（升級后的VIRGO）也將于2016年年底開始運行。日本的項目TAMA300也進行了全面升級，將臂長增加到了3公里，改名為叫KAGRA，預計2018年運行。
因為在地面上很容易受到干擾，物理學家們正在向太空進軍。歐洲的空間引力波項目eLISA（演化激光干涉空間天線）。eLISA將由三個相同的探測器構(gòu)成為一個邊長為五百萬公里的等邊三角形，同樣使用激光干涉法來探測引力波。此項目已經(jīng)歐洲空間局通過批準，正式立項，目前處于設(shè)計階段，計劃于2034年發(fā)射運行。作為先導項目，兩顆測試衛(wèi)星已經(jīng)于2015年12月3日發(fā)射成功，目前正在調(diào)試之中。中國的科研人員，除積極參與目前的國際合作之外，也在籌建自己的引力波探測項目。
2016年6月16日凌晨，LIGO合作組宣布：2015年12月26日03:38:53（UTC），位于美國漢福德區(qū)和路易斯安那州的利文斯頓的兩臺引力波探測器同時探測到了一個引力波信號。這是繼LIGO2015年9月14日探測到首個引力波信號之后，人類探測到的第二個引力波信號。
中國引力波研究
從1916年愛因斯坦預測出引力波，到2015年LIGO獲得直接觀測證據(jù)，整整跨越了一百年。在這一過程中，中國科學家也在不斷尋覓、追求。早在上世紀70年代，中國科學家就開始了引力波研究，可惜因種種原因停滯了十幾年，造成了人才斷層。直到2008年，在中科院力學所國家微重力實驗室胡文瑞院士的推動下，中科院空間引力波探測工作組成立，引力波的中國研究再啟征程。
宇宙引力波源
在宇宙當中，什么樣的天體才能夠撼動產(chǎn)生可以探測到的引力波呢？
對于地面上的探測器，有以下幾種可能的情形：
（1）旋進(In-spiral)或者合并的致密星雙星系統(tǒng)。比如中子星或者黑洞的雙星系統(tǒng)。
（2）快速旋轉(zhuǎn)的致密天體。這類天體會通過周期性的引力波輻射損失掉角動量，它的信號的強度會隨著非對稱的程度增加而增加。可能的候選體包括非對稱的中子星之類的。
（3）隨機的引力波背景。非常類似于通常熟知的宇宙背景輻射，這一類背景引力波，也通常叫做原初引力波，它是早期宇宙暴漲時的遺跡。2014年由加州理工、哈佛大學等幾個大學的研究人員所組成的BICEP2團隊曾宣稱利用南極望遠鏡找到了原初引力波，但是后來證實為銀河系塵埃影響的結(jié)果。原初引力波的探測將是對暴脹宇宙模型的直接驗證，對于它的探測依舊在努力尋找之中。
（4）超新星或者伽馬射線暴爆發(fā)。恒星爆發(fā)時非對稱性動力學性質(zhì)也會產(chǎn)生引力波。而直接探測到來自于這些天體的引力波，將是提供對這些天體最直接而且最內(nèi)部的信息。
以上的天體都能夠產(chǎn)生地面探測器所探測到的引力波信號，頻率大約在幾到幾百赫茲。還有一類天體，也能夠產(chǎn)生比較較強的引力波，只是產(chǎn)生的頻率比較低而已，頻率為0.01赫茲以下。
（5）超大質(zhì)量黑洞。在星系的中心，知道會有一個超大質(zhì)量黑洞的存在。星系在演化的過程當中，會彼此合并，所以在某些星系中間，會有兩個黑洞。非常類似于LIGO所探測到的雙恒星級黑洞，這兩個雙黑洞在繞轉(zhuǎn)和最終的合并的之時，也會產(chǎn)生很強的引力波。這種引力波可以利用空間探測器來探測。
探測儀器
天文意義
在過去的一個世紀，由于新型觀測宇宙方法的使用，天文學已經(jīng)發(fā)生了改革性的變化。天文觀測最初使用可見光。400多年前，伽利略最早使用望遠鏡進行觀測。然而，可見光僅僅是電磁波譜上的一小部分，在遙遠的宇宙中，并非所有的天體會在這個特別的波段產(chǎn)生很強的輻射，比如，更有用的信息或許可以在射電波段得到。利用射電望遠鏡，天文學家們已經(jīng)發(fā)現(xiàn)了脈沖星，類星體以及其他的一些極端天體現(xiàn)象，將對一些物理的認識推向了極限。利用伽馬射線，X射線，紫外，和紅外觀測，也取得了類似的進展，讓天文學帶來了新的認識。每一個電磁波譜的打開，都會帶來前所未有的發(fā)現(xiàn)。天文學家們同樣期望引力波也是如此。
引力波有兩個非常重要而且比較獨特的性質(zhì)。第一，不需要任何的物質(zhì)存在于引力波源周圍，這時就不會有電磁輻射產(chǎn)生。第二，引力波能夠幾乎不受阻擋的穿過行進途中的天體。比如，來自于遙遠恒星的光會被星際介質(zhì)所遮擋，引力波卻能夠不受阻礙的穿過。這兩個特征允許引力波攜帶有更多的之前從未被觀測過的天文現(xiàn)象信息。
社會影響
參考資料
[1]
人類再次直接探測到引力波，這意味著什么？ · 騰訊[引用日期2016-06-16]
[2]
首個雙白矮星引力波源證實[引用日期2020-04-08]
[3]
引力波探測儀縮小到目前儀器的1/4000 · 新浪[引用日期2020-07-03]
[4]
引力波 · 知乎[引用日期2021-11-22]
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太陽系外行星
太陽系外行星（簡稱系外行星；英語：extrasolar planet或exoplanet）泛指在太陽系以外的行星。不過我們通常提到的系外行星時，更關(guān)注于位于太陽系以外圍繞其它恒星公轉(zhuǎn)的行星，而較少提到流浪行星和圍繞致密星公轉(zhuǎn)的行星等。千年以來，天文學家中一直流傳著系外行星的猜想。而到了20世紀90年代初，這一假設(shè)成為了現(xiàn)實，瑞士天文學家發(fā)現(xiàn)了首顆圍繞類太陽恒星公轉(zhuǎn)的系外行星飛馬座51b。此后，系外行星成為了天文領(lǐng)域的熱門方向，2002年起每年都有數(shù)十個新發(fā)現(xiàn)的系外行星；在開普勒太空望遠鏡升空后，這一數(shù)量更是迅速增長。探測系外行星的方法也層出不窮，例如視向速度法，掩星法，直接成像法，微引力透鏡法等。截止2020年11月16日，我們已經(jīng)發(fā)現(xiàn)了來自3234個行星系統(tǒng)中的4374顆系外行星，以及來自2365個行星系統(tǒng)中的2550顆系外行星候選體。隨著系外行星的不斷發(fā)現(xiàn)，我們對其物理性質(zhì)，組成成分，演化機制等也同樣進行了假設(shè)和研究，并發(fā)現(xiàn)了一些特殊的天體，諸如熱木星，熱海王星，超級地球等。這些發(fā)現(xiàn)使得我們對宇宙的認識進一步加深，為我們提供了研究行星系統(tǒng)演化的契機和發(fā)現(xiàn)“地球2.0”的希望，也使得外星生命的發(fā)現(xiàn)成為可能。
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