引力波天文学

引力波天文学（英语：Gravitational-wave astronomy）是观测天文学20世纪中叶以来逐渐兴起的一个新兴分支，其发展基础是广义相对论中引力的辐射理论在各类相对论性天体系统研究中的应用。传统天文学主要是使用电磁波来观测各种天体系统，而引力波天文学则是通过引力波来观测发出引力辐射的天体系统。由于万有引力相互作用和电磁相互作用相比强度十分微弱，引力波的直接观测需要利用到当今最高端科技。
阿尔伯特·爱因斯坦于1915年发表广义相对论，隔年他又在理论上预言引力波的存在。然而，在之后一世纪时间，引力波都未能在实验上直接被检测到。间接的观测最早是1974年普林斯顿大学的拉塞尔·赫尔斯和约瑟夫·泰勒发现的脉冲双星，PSR 1913+16，其轨道的演化遵守引力波理论的预测，两人因此荣获1993年诺贝尔物理学奖。随后，又观测到很多其它脉冲双星，它们的轨道的演化都符合引力波理论的预测。
2016年2月11日，LIGO科学团队与处女座干涉仪团队于华盛顿举行的一场记者会上宣布人类对于引力波的首个直接探测结果。所探测到的引力波来源于双黑洞并合。两个黑洞分别估计为29及36倍太阳质量，这次探测为物理学家史上首次由地面直接成功探测引力波。同年6月15日，LIGO团队宣布，第二次直接探测到引力波。所探测到的引力波也来源于双黑洞并合。两个黑洞分别估计为14.2及7.8倍太阳质量，之后，又陆续确认探测到多次引力波事件。巴里·巴里什，莱纳·魏斯及基普·索恩因领导此项工作而荣获2017年诺贝尔物理学奖。

概述

广义相对论预言下的引力波来自于宇宙间带有强引力场的天文学或宇宙学波源，近半个世纪以来的天体物理学研究表明，引力辐射在天体系统中出现的场合非常丰富。这些可期待的波源包括银河系内的双星系统（白矮星、中子星或黑洞等致密星体组成的双星）、河外星系内的超大质量黑洞的并合、脉冲星的自转、超新星的引力坍缩、大爆炸留下的背景辐射等等。引力波的观测意义不仅在于对广义相对论的直接验证，更在于它能够提供一个观测宇宙的新途径，就像观测天文学从可见光天文学扩展到全波段天文学那样极大扩展人类的视野。传统的观测天文学完全依靠对电磁辐射的探测，而引力波天文学的出现则标志着观测手段已经开始超越电磁相互作用的范畴，引力波观测将揭示关于恒星、星系以及宇宙更多前所未知的信息。
天文学者可以兼用电磁辐射、中微子、引力波来做天文观察，就好像同时使用视觉、听觉、味觉来品尝食物一般，这门学术领域被称为多信使天文学。

当代引力波天体物理学

引力辐射在很多已知的天体系统的动力学中都起到了很显著的影响。这里列举了几个引力辐射在某些天体系统中的著名应用，某些应用如脉冲双星PSR1913+16是引力波间接观测的典型实例，但更多的应用还只是理论上的解释。

激变变星

最早的天体系统中的引力辐射效应解释是由加利福尼亚大学圣塔克鲁兹分校的约翰·福柯纳（John Faulkner）首先提出的，他的模型是一个激变双星系统。这类系统一般都包含有新星，存在着白矮星从其伴星（在福柯纳的模型中是一颗红矮星）吸积物质的过程。与中子星的吸积过程中氢元素很快转变为重元素不同，白矮星吸积过程中的氢元素会不断积累最后导致链式核反应，从而形成系统对外可见的突发辐射，因此系统被命名为激变变星。
福柯纳计算了一个同时满足质量和角动量守恒的圆轨道激变变星模型。从简单的牛顿动力学就可以推导出在吸积过程中，如果质量从较大质量恒星向较小质量恒星转移，系统的轨道会收缩，相反方向的转移则会造成轨道扩张。存在有白矮星吸积的变星系统中，随着质量向较小质量恒星的转移，两颗恒星的距离逐渐被拉近，其结果会进一步使吸积速率越来越快；直到两颗恒星质量通过吸积达到相等状态后，吸积过程成为了较小质量恒星向新的大质量恒星的质量转移，这将导致系统的轨道扩张和两颗恒星距离拉开。在这种情形下，吸积的速率本该逐渐降低，但实际观测到的是吸积速率保持基本恒定。福柯纳指出轨道运动辐射出的引力波会携带一部分角动量，从而使两颗恒星的距离保持接近的趋势，即轨道扩张和引力辐射两种效应整体上共同决定了吸积速率保持恒定。福柯纳运用四极矩公式与简单牛顿轨道动力学来计算激变变星的引力辐射效应，其结果和实验观测相当符合。

脉冲双星PSR 1913+16

轨道系统的引力辐射效应中，最著名的例子之一是1975年普林斯顿大学的赫尔斯和泰勒发现的脉冲双星，PSR 1913+16（也被称作PSR B1913+16）。这一系统由两颗围绕着它们共同质心运转的中子星所构成，是首个被发现的脉冲双星。脉冲星是一个稳定的时钟，这使得人们能够运用非相对论的数据分析方法，从脉冲信号的抵达时间，推算出系统轨道的基本参量（如脉冲星轨道的半长轴的投影、偏心率、轨道周期等），而从广义相对论导致的抵达时间变化能够推算出与相对论效应有关的参量（如近星点的进动角速率、引力红移等），从这些参量可以进一步推算出双星系统的倾斜度、质量等（得到的两颗恒星质量都在1.4倍太阳质量左右）。
引力辐射导致的系统动能损失表现为双星轨道的衰减，进一步表现为轨道运动周期的逐渐降低，理论计算得到的每秒钟内的周期变化为秒。这一理论预言和实验观测结果符合得相当好，而实验观测误差则低于1%。这是迄今为止，人类在引力辐射领域对爱因斯坦方程正确性的验证中，这个实验是精确度最高的。

CFS不稳定性和r模式不稳定性

1971年，应用四极矩公式，印度物理学家钱德拉塞卡计算自转星体的简正模式振动的本征频率的修正，他很惊讶地发现，在某些模式下，引力辐射的耦合可能会导致星体的不稳定性。之后，威斯康星大学密尔沃基分校的约翰·弗里德曼（John Friedman）和卡迪夫大学的伯纳德·舒尔茨的研究揭示，在牛顿力学中某特定模式下呈稳定状态的星体在广义相对论中会变得不稳定，这一改变有一个关键的表征：模式的图样的速率，也就是说，图样的波峰绕着星体的旋转轴做旋转运动的角速度。如果旋转中的星体是一个理想流体星体，并且波峰的旋转方向与星体的旋转方向相同，而波峰的角速度比星体慢，这模式会不稳定，这种不稳定性被称为CFS不稳定性。
之后，马里兰大学的黎伊·林德布洛姆（Lee Lindblom）和史蒂芬·戴特维勒（Steven Detweiler）指出，对于非理想流体星体的案例，因星体粘性作用产生的不稳定性和因引力辐射造成的CFS不稳定性，两者倾向于相互抵消，固此波长最常的模式会展示出最为强劲的不稳定性，这模式即为四极矩模式。然而，后来从使用完全相对论性模型来做研究得到的结果暗示，这稳定性论题应归属天文物理学的边缘研究。
1997年华盛顿大学圣路易斯分校的尼尔斯·安德森（Nils Andersson）首先提出，自转星体在另一类牛顿力学下的模式同样地也会不稳定，这模式被称作“罗斯比模式 ”或“r模式”。这是动量主导的模式，即引力辐射源自于质量流的四极矩，而非质量的四极矩。其后，安德森等人的诸多研究表明，这种引力辐射导致的不稳定性在高温高速旋转的星体中表现得非常强劲，而这类星体正是对应着处于r模式的高速自转的年轻的中子星，其引力辐射的效应要强于星体本身的粘性，其结果就是不稳定性严重限制了中子星的自转频率。在这些中子星形成初期它们的自转频率都很高，伴随着引力辐射损失大部分角动量，估计算在约一年的时间内其频率可降至最大值的7.6%，温度也可从设定的初始值降至。加州理工学院的林德布洛姆、本杰明·欧文（Benjamin Owen）和威斯康星大学密尔沃基分校的莎朗·莫辛克（Sharon Morsink）预计，随着星体的逐渐冷却至超流体的临界温度，中子星具有的超流动性会完全抑制了r模式的不稳定性，这些较老的中子星有可能通过吸积的途径重新获得角动量从而使自转加快。这一理论的重要性在于，它或许能够解释为什么所有已知的年轻的中子星，相对于较老的毫秒脉冲星，自转速度较慢十倍左右，从而对中子星的早期演化有一个更全面深入的了解。

低质量X射线双星

罗西探测器的观测证明某一类特定的X射线源：低质量X射线双星系统内存在具有相当窄频自旋的中子星，它们的特性是，吸积的速度很快（每年可传递10⁻¹¹倍太阳质量），磁场比较微弱（小于10¹¹高斯）。这些中子星被认为能够通过吸积获得持续增长的角动量，从最初的低频自旋逐渐变为高频的毫秒脉冲星。从这个假设直接推导出的论述是，对这种类型的中子星进行观测时会观测到它们的频率覆盖了一个很宽的频谱范围。但事实并非如此，它们的自旋频率都大于250赫兹但小于500赫兹，其中有很多都在240-360赫兹区域内。
对这一现象目前最合理的解释是由拉尔斯·比尔德斯滕提出的，即引力辐射消耗了吸积得到的角动量，从而限制了自旋速率。他提出如下机制： 各向异性的吸积在中子星表壳形成了一个温度梯度，从而导致在核心形成了处于定域平衡态的质量梯度，更导致形成密度梯度，然后通过星体的自旋使得发射出引力辐射。增加的角动量被引力辐射消耗殆尽，因此使中子星的自旋速度保持稳定。在这种机制下，中子星放射出的引力波的光度将和测量到的X射线的通量成正比，因为X射线的通量本身也和被引力辐射消耗的角动量增量成正比。如果这种机制是正确的，天蝎座的X射线源X-1将同时辐射可观测的X射线和引力波，现今运作中的第一代干涉仪或许有可能探测到该引力波。

宇宙背景辐射

宇宙背景探测者（COBE）对宇宙微波背景辐射 在各向异性方面的最初观测开启了对早期宇宙研究的新窗口。而由美国国家航空航天局发射的威尔金森微波各向异性探测器（WMAP）和由欧洲空间局发射的普朗克探测器能够显著提高对这种小尺度的各向异性观测的灵敏度。这些小尺度的各向异性有可能来自大爆炸留下的微波背景辐射，也有可能来自宇宙早期的质量密度微扰形成的引力背景辐射，因此原则上能够为早期宇宙形成时留下的引力背景辐射的能量密度提供约束条件。
尽管这些探测器不能区分来自不同原因的各向异性，但目前为止这是对极低频的引力背景辐射探测的唯一手段。这些引力波所携带的信息将有助于理解早期星系形成以及利用各向异性测量宇宙学参数。而现有的引力波探测器原则上也能够测量引力波的背景辐射，但即使它们的灵敏度达到了能够测量的程度，它们的测量也仅限于较短波长的范围内，因为受干涉臂长的限制，引力波探测器无法对太长波长的引力波进行测量。

引力波探测器

引力波探测器的研究对象为第1条和第4条，主要研究引力波探测器的设计和构造原理，噪声分析以及探测器对引力波的响应。引力波探测器一般分为共振质量探测器与电磁波束探测器两类。由于共振质量探测器的灵敏度欠佳，现在探测引力波主要是使用的是电磁波束探测器，其使用电磁波束来测量引力波所产生的效应，从而寻找引力波的蛛丝马迹。电磁波束探测器有很多种系统，主要的地面激光干涉仪有LIGO与VIRGO等等，LISA是正在筹划与兴建中的空间激光干涉仪，除了干涉仪以外，航天器测距与脉冲星计时也是很好的方法。在这些电磁波束探测器中，物理学者认为，干涉仪的灵敏度最高，它们最有可能探测到引力波。干涉仪有两个优点，第一是灵敏度可以大幅度改善，应该没有什么基本因素给出限制，第二是它可以操作的频带很宽广，不像韦伯棒只能探测共振频率附近的引力波。
现今一般的激光干涉仪的基本构造是一个干涉测量系统，在探测器的设计中需要考虑如何正确测量到干涉信号，以及如何测量到有用的引力波信号。引力波探测器是否能够达到探测各种引力波源的要求，探测器的灵敏度是决定因素。探测器的灵敏度应该相当于或优于可观测的引力辐射，地面引力探测器的灵敏度通常为h ≈ 10⁻²¹ 至 10⁻²²，但在实际应用中由于各种随机噪声的影响总是存在，这些噪声是制约探测器灵敏度提升的主要原因。对于干涉仪而言，主要的燥声源有震动噪声、热燥声、散粒燥声、量子燥声、引力梯度燥声。每一种引力波探测器都有其特定的频域下的灵敏度曲线，灵敏度曲线是由特定频域下的主导噪声决定的，例如，地面引力探测器的频带大约为40 Hz 至 1kHz。在低频带，主要限制是震动燥声；在中间频带，限制改为热燥声；在高频带，必须克服散粒燥声。通常情况下，噪声的数量级远超过探测器的灵敏度要求，因此需要找到所有可能造成影响的噪声源，并尽可能将这些噪声降低至灵敏度的要求，否则真正的引力波信号就会淹没在噪声的海洋中无法识别。
如何降噪是引力波探测器设计制造的关键环节之一，在实际应用中探测器有各种降噪手段，包括被广泛采用的自动控制的方法，通过反馈信号将参数稳定在规定的目标范围内。例如对激光干涉空间天线（LISA）而言，主要的噪声源来自探测器本身的激光频率噪声，LISA因此有其相应的激光频率降噪技术，包括光学谐振腔相位调变的解调技术、时间延迟干涉测量术等。而引力波信号传播到探测器时，由于受到地球自转和公转的多普勒调制，频率、振幅、相位等参数会发生改变；加上坐标变换、探测器本身对引力波存在特定的响应模式（即天线样式，Antenna Pattern）等因素，探测器得到的引力波信号和其在TT规范下的形式会很不相同，这也是引力波探测器的研究内容之一。