廣義相對論預言的引力波

1919年，愛因斯坦的廣義相對論就預言了引力波的存在。在廣義相對論中，引力被描述成時空彎曲的幾何效應，而物質和能量的分布引起時空的彎曲。

加速運動的物體會引起時空曲率的擾動，并以光速傳播出去，這種現象就是引力波(圖1)。引力波能無阻礙地在宇宙中傳播，攜帶其產生源的保真信息。

圖1 引力波的形象圖，時空的“漣漪”

引力波天文學時代的到來

圖2 兩地的LIGO探測器觀測到GW150914的引力波信號

2015年9月14日，美國的激光干涉儀引力波天文臺(以下簡稱LIGO)分別位于路易斯安那州和華盛頓州的兩個探測器幾乎同時捕捉到一個引力波信號(圖2)。這個被命名為GW150914的事件來自于距離地球十幾億光年之外的兩個恒星量級黑洞的并合。

這是人類首次直接探測到引力波和黑洞的碰撞與并合過程。這個重大發現打開了一扇觀測宇宙的新窗口，意味著引力波天文學時代的到來。

2017年8月17日，LIGO探測到GW170817的引力波信號，并觀測到電磁波的對應體，發現引力波來自兩個中子星的并合，首次實現天體的引力波和電磁波的多信使觀測。

目前引力波探測的4個頻段

理論研究表明引力波的頻率范圍非常寬，它由不同的引力波源貢獻，目前正在實施或計劃的引力波探測項目主要關注以下四個頻段：

(1)高頻(10-103赫茲)，探測器是以LIGO為代表的地基激光干涉儀，重要引力波源是致密雙星(中子星和恒星級黑洞);

(2)低頻(0.1-100毫赫茲)，探測器是以LISA為代表的空間激光干涉儀，重要引力波源是大質量雙黑洞(104-107太陽質量);

(3)甚低頻(1-100納赫茲)，探測方式是利用大口徑射電望遠鏡開展脈沖星的高精度計時觀測，重要引力波源是超大質量黑洞(106-109太陽質量);

(4)極低頻(10-18-10-15赫茲)。探測方式是宇宙微波背景輻射的偏振測量，主要探測宇宙早期引力場的量子擾動產生的、暴漲時期被放大的原初引力波。

脈沖星計時觀測與引力波

圖3 觀測多顆的脈沖星，形成計時陣，捕捉經過的引力波信號

脈沖星是帶有強磁場的旋轉中子星，目前已知的脈沖星有2500余顆，它們的自轉周期從1.4毫秒至8.5秒，其中自轉周期小于20毫秒的脈沖星有300余顆，這類毫秒脈沖星是極其穩定的天然時鐘，周期變化率一般在10-20量級。脈沖星計時觀測就是測量毫秒脈沖星的脈沖信號的到達時間。

單個脈沖通常很不穩定而且非常微弱，而大量的脈沖疊加在一起卻具有非常穩定的輪廓。那么脈沖星計時觀測如何測量引力波?

實際上，引力波會引起所傳播時空的變形，當有引力波通過地球與脈沖星之間的時候，脈沖星發出的射電波所經過的路徑就會被周期性地壓縮和拉長，導致望遠鏡接收到的脈沖信號出現周期性地早到和延遲。對脈沖到達時間進行長期監測，就有希望捕捉到引力波信號。

然而，僅觀測一顆脈沖星是不夠的，因為許多噪聲會掩蓋引力波信號，但單顆脈沖星的觀測可以用來限制可能存在于數據中的引力波信號強度，為此，天文學家提出脈沖星計時陣的概念，即同時監測多顆脈沖星(圖3)，尋找引力波對不同脈沖星計時信號造成的相互關聯影響。

消除各種噪聲干擾

引力波探測的主要挑戰是引力波的信號太弱，通常被掩藏于各種噪聲之中。對于某一顆脈沖星的計時信號噪聲，包括望遠鏡觀測系統自身的噪聲、射頻干涉、脈沖輪廓不穩定引起的噪聲、脈沖星自轉不穩定引起的噪聲、星際介質引起的噪聲等。

另外，時間標準的不穩定性和太陽系星歷表的不準確都會導致觀測數據中出現相互關聯的噪聲。

幸好，通過觀測足夠多的脈沖星，引力波引起的計時殘差的相關性可以從這些噪聲中分離出來。

目前世界上的脈沖星計時陣觀測項目

現在全世界一共有三個脈沖星計時陣的觀測項目：

(1)PPTA項目，采用澳大利亞65米Prakes射電望遠鏡，已對20顆毫秒脈沖星進行了5年以上的計時觀測;

(2)EPTA項目，采用德國100米Effelsberg、英國76米Lovell、法國94米Nancay、荷蘭96米Westerbork射電望遠鏡等，已觀測42顆毫秒脈沖星，其中22顆有5年以上的計時觀測;

(3)NANOGrav項目，采用美國305米Arecibo和100米Green Bank射電望遠鏡，已對45顆毫秒脈沖星進行了11年的計時觀測，利用數據開展了引力波背景的初步探討。

這些項目都通過提高計時精度或降低噪聲水平、采集更多的計時數據點和觀測更多的脈沖星，來提高脈沖星計時陣探測引力波的靈敏度。

2016年，國際脈沖星計時陣合作組發布了第一次數據，意味著納赫茲引力波探測向前邁出了非常重要的一步。

納赫茲引力波源

納赫茲引力波的重要源是超大質量黑洞，正在并合的超大質量雙黑洞具有強扭曲的時空和相對論性運動，它們產生時空的強擾動或漣漪，即宇宙中最強的引力波信號。與恒星級黑洞雙星并合產生引力波的波形相似，但具有更長的時間變化和更大的變化幅度，其信噪比可達103，遠高于恒星級黑洞產生的引力波幅度(信噪比10左右)。

以引力波探測作為信使，將變革我們對超大質量黑洞的誕生、增長和演化的認識，以及它們對宇宙結構形成的作用的認識。目前我們對超大質量黑洞的認識主要來自對不同演化時期活動星系核或類星體的電磁波觀測。

在宇宙黎明時期(紅移大約20)的物理過程不能通過電磁波觀測研究，這時宇宙是不透明的，直至紅移z=7.5才透明。目前發現最遠距離的類星體是紅移大于7，這對它們在不透明時代的形成給出重要限制。引力波觀測將成為揭示宇宙黎明時期超大質量黑洞的存在和物理的主要手段。

另外，通過測量黑洞自旋和角動量的夾角，可以收集超大質量黑洞與周圍環境的相互作用，了解雙黑洞的演化是否由周圍氣體驅動。

特別地，氣體可以對黑洞自旋施加耗散力矩，使黑洞自旋方向與氣體角動量趨同，這也對并合產生超大質量黑洞的命運有重要意義，而且正在并合超大質量雙黑洞的并合率和性質與它們的寄主星系關聯。納赫茲引力波可能還包括其它成分的貢獻，如宇宙弦產生的引力波和原初引力波等。

除了引力波探測，高精度脈沖星計時觀測還有其它用途，如雙星系統和中子星質量的研究、脈沖星位置和空間速度測量、廣義相對論檢驗、電離星際介質分析、建立獨立的時間標準、尋找太陽系內的天體和深空導航等，具有重要的科學價值。

中國在納赫茲引力波探測方面將有所作為

圖4 位于云南省景東縣哀牢山的徐家壩水庫旁的候選臺址

貴州500米口徑球面射電望遠鏡(FAST)的建成和云南景東120米脈沖星望遠鏡的規劃建設，將引領我國納赫茲引力波探測的發展。

兩架望遠鏡的組合觀測，將顯著增加毫秒脈沖星的觀測數目，極大提高納赫茲引力波探測靈敏度，通過長期和大量脈沖星的觀測，有望探測到第一個納赫茲引力波信號。

中國科學院云南天文臺經過多年選址，發現云南省景東縣徐家壩是世界上稀缺的低緯度、無線電環境寧靜的優良臺址(圖4)，并提出建設120米全可動脈沖星射電望遠鏡。

它觀測脈沖星的綜合性能比目前世界最大的百米級全可動射電望遠鏡Effelsberg和Green Bank提高近一倍;它與FAST望遠鏡組合觀測，將成為觀測脈沖星的天區最廣、靈敏度最高的望遠鏡，全面超越國際上三個脈沖星計時陣項目。

該望遠鏡預計投資經費3.5億元，建設周期3年，將是科學意義重大、投資效率高的望遠鏡。

(作者單位：中國科學院云南天文臺)

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