引力波的成因是什么
引力波的成因是什么
引力波的存在是廣義相對論洛倫茲不變性的結果，因為它引入了引入了相互作用的傳播速度有限的概念，那么你對引力波的形成了解多少呢?以下是學習啦小編為大家整理引力波怎樣形成的答案，希望對你有幫助!
引力波的形成
在過去的六十年里，有許多物理學家和天文學家為證明引力波的存在做出了無數(shù)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)了由兩顆質量大致與太陽相當?shù)闹凶有墙M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，利用它的精確的周期性射電脈沖信號，我們可以無比精準地知道兩顆致密星體在繞其質心公轉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。
泰勒和他的同行在之后的30年時間里面對PSR1913+16做了持續(xù)觀測，觀測結果精確地按廣義相對論所預測的那樣：周期變化率為每年減少76.5微秒，半長軸每年縮短3.5米。廣義相對論甚至還可以預言這個雙星系統(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)只已經發(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，是首次。
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，其側面指向引力波到來的方向。該類型探測器，被業(yè)內稱為共振棒探測器：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，雖然我們可以通過改變共振棒的長度來調整共振頻率。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，那該探測器就無能為力。此外，共振棒探測器還有一個嚴重的局限性：引力波會產生時空畸變，探測器做的越長，引力波在該長度上的作用產生的變化量越大。韋伯的共振幫探測器只有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。
在韋伯設計建造共振棒的同時期，有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70年代建成。到了70年代后期，這些干涉儀已經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的很長，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。
除過我們剛剛提到的aLIGO, 還有眾多的其他引力波天文臺。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絡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，所以物理學家們也在向太空進軍。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。此項目已經歐洲空間局通過批準，正式立項，目前處于設計階段，計劃于2034年發(fā)射運行。作為先導項目，兩顆測試衛(wèi)星已經于2015年12月3日發(fā)射成功，目前正在調試之中。中國的科研人員，在積極參與目前的國際合作之外之外，也在籌建自己的引力波探測項目。
引力波的介紹
在愛因斯坦的廣義相對論中，引力被認為是時空彎曲的一種效應。這種彎曲時因為質量的存在而導致。通常而言，在一個給定的體積內，包含的質量越大，那么在這個體積邊界處所導致的時空曲率越大。當一個有質量的物體在時空當中運動的時候，曲率變化反應了這些物體的位置變化。在某些特定環(huán)境之下，加速物體能夠對這個曲率產生變化，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)時候時空被扭曲。當引力波通過的時候，物體之間的距離就會發(fā)生有節(jié)奏的增加和減少，這個頻率對于這了引力波的頻率。這種效應的強度與產生引力波源之間距離成反比。繞轉的雙中子星系統(tǒng)被預測，在當它們合并的時候，是一個非常強的引力波源，由于它們彼此靠近繞轉時所產生的巨大加速度。由于通常距離這些源非常遠，所以在地球上觀測時的效應非常小，形變效應小于1.0E-21。科學家們已經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，它的探測精度可以達到1.0E-22。更多的空間天文臺(歐洲航天局的eLISA計劃，中國的中國科學院太極計劃，和中山大學的天琴計劃)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遙遠宇宙中有關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我們有關宇宙運轉的新認識。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。
引力波譜;不同引力波源所對應的頻率范圍(注意頻率是取了對數(shù)后的值)，周期。以及所對應的探測方式。
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?；艚?Stephen Hawking) 和 以色列(Werner Israel) 認為可能可以被探測到的引力波頻率，應該在1.0E-7 Hz 到1E11Hz之間。
引力波在不斷的通過地球;然而，即使最強的引力波效應也是非常小的，并且這些源距離我們很遠。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子直徑的萬分之一，也相當于將太陽系到
我們最近恒星之間距離改變了一個頭發(fā)絲的寬度。這種及其微小的變化，如果不借用異常精密的探測器，我們根本是探測不到的。
LIGO的兩個觀測站探測到了同一個引力波事件。上面為觀測得到的曲線，下面是和理論相比較之后的擬合結果。
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