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引力波天文学

Wikipedia · 2025-11-10 维基百科 👁 1 阅读

RX J0806.3+1527，当前它们之间的距离只有八万千米左右，其后是它们发生合并的想象图；钱德拉X射线天文台已经提供间接证据支持RX J0806.3+1527可能是已知的最明亮的引力波源之一，更直接的证实需要借助像LISA这样的引力波空间探测器的观测，2016年2月11日，人类公开宣布首次探测到引力波信号。]]
引力波天文学（）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來觀測各種天體系統，而引力波天文学則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當今最高端科技。隨後，又觀測到很多其它脈衝雙星，它們的軌道的演化都符合引力波理論的預測。

2016年2月11日，LIGO科學團隊與處女座干涉儀團隊於華盛頓舉行的一場記者會上宣布人類對於重力波的首個直接探測結果。所探測到的重力波來源於雙黑洞併合。兩個黑洞分別估計為29及36倍太陽質量，這次探測為物理學家史上首次由地面直接成功探測重力波。同年6月15日，LIGO團隊宣布，第二次直接探測到重力波。所探測到的重力波也來源於雙黑洞併合。兩個黑洞分別估計為14.2及7.8倍太陽質量，之後，又陸續確認探測到多次重力波事件。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聯星（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併合、脉冲星的自转、超新星爆发、大爆炸留下的背景辐射的引力波分量、构成天体的粒子的热运动（热辐射的引力波分量）等等。

天文學者可以兼用電磁輻射、微中子、引力波來做天文觀察，就好像同時使用視覺、聽覺、味覺來品嘗食物一般，這門學術領域被稱為多信使天文學。

特点
与基于电磁波观测的传统观测天文学不同，引力波天文学具有如下特点：

*引力波是由波源整体的宏观相干运动所產生，而非如电磁波那样来自很多單个原子或电子的运动的叠加，因此引力辐射所揭示的信息与电磁辐射观测到的完全不同。例如对一个双星系统观测到的引力波的偏振揭示了其双星轨道的倾斜度，这类关于波源运动的宏观信息通常无法从电磁辐射观测中取得。
*如果比较波长与波源尺寸的关系，宇宙间的引力波并不像电磁波那样波长比波源尺寸小很多，这使得引力波天文学通常不能像电磁波天文学那样对波源进行拍照成相，而是类似声波直接从波形分析波源的性质。
*大多数引力波源很难或根本无法通过电磁辐射直接观测到（例如黑洞），这个事实反过来也成立，即大多數電磁波源無法被引力波探測器觀測到。考虑到现在一般认为宇宙间不发射任何电磁波的暗物质所占比例要远大于发射电磁波的已知物质，暗物质与外界的唯一相互作用即是引力相互作用，引力波天文学对这些暗物质的观测具有重要意义。
*引力波与物质的相互作用非常弱，在传播途径中基本不会像电磁波那样容易被吸收、散射或色散，这意味着它们可以揭示一些宇宙角落深处的信息，例如宇宙诞生时形成的引力辐射至今仍然在宇宙间几乎无衰减地传播，这为直接观测大爆炸提供了仅有的可能。

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，但實際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與簡單牛頓軌道動力學來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。。这一系统由两颗圍繞著它們共同質心運轉的中子星所构成，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、離心率、軌道周期等），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、重力紅移等），从这些参量可以进一步推算出聯星的倾斜度、质量等（得到的两颗恒星质量都在1.4倍太阳质量左右）。

重力辐射导致的系统动能损失表现为-{zh-Hans:双星;zh-Hant:聯星}-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-2.40242 \pm 0.00002 \times 10^{-12}\,秒

CFS不稳定性和r模式不稳定性
1971年，应用，印度物理学家钱德拉塞卡计算自转星體的振動的本征频率的修正，他很驚訝地发现，在某些模式下，引力辐射的耦合可能會导致星體的不稳定性。之後，威斯康星大学密尔沃基分校的约翰·弗里德曼（John Friedman）和卡迪夫大学的的研究揭示，在牛顿力学中某特定模式下呈稳定狀態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：模式的圖樣的速率，也就是說，圖樣的波峰繞著星體的旋轉軸做旋轉運動的角速度。如果旋转中的星體是一个理想流体星體，並且波峰的旋轉方向與星體的旋轉方向相同，而波峰的角速度比星體慢，這模式會不穩定，這種不穩定性被稱為，固此波長最常的模式會展示出最為強勁的不穩定性，這模式即為四极矩模式。然而，後來從使用完全相對論性模型來做研究得到的結果暗示，這穩定性論題應歸屬天文物理學的邊緣研究。。这是 动量主导的模式，即引力辐射源自於质量流的四极矩，而非质量的四极矩。其後，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體中表现得非常强勁，而这类星體正是对应着处于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%，温度也可從設定的初始值10^{11}K\,降至10^9K\,。加州理工学院的林德布洛姆、班傑明·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會完全抑制了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於，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。

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。

#良好的探测器技术。
#良好的波形预测。
#良好的数据分析方法和技术。
#多个独立探测器间的齊步测量。
#引力波天文学和电磁波天文学的齊步测量。

从这五条要素可以将引力波天文学大致划归为三个方向：引力波源、引力波探测器、數據分析。

引力波源
研究对象为第2条和第5条，主要研究被认为可观测引力波源的物理性质，从理论上计算具体的引力波源产生的引力波的波形，以及这些特定的波源在星系中的数量和在某一时空范围内被观测到的几率。，另一個是范妮莎·德·安德雷德（Vanessa de Andrade）、路克·布兰谢（Luc Blanchet）和紀堯姆·法耶（Guillaume Faye）團隊，其直接在下计算运动方程。这两种算法的结果在物理上被证明等价，为寻找来自双星系统的引力波信号提供了可信的模板。当今，后牛顿展开近似的最高阶数为5.5PN，为大阪大学的佐佐木节等人所得出。
*原則而言，任意實際可能出來的相對論性系統都可以用電腦進行數值模擬，不論引力場有多麼強勁，不論速度有多麼快捷。數值模擬能夠被用來研究雙星演化的最終階段，這包括了它們的併合，以及任何後牛頓近似方法不適用之處。然而，儘管這方法能夠處理完全相對論性與非線性的廣義相對論問題，它仍舊被視為只是一種近似方法，因為時空並沒有被分解至無限精確度。數值模擬的準確度通常可以用收斂考驗來作判別，更詳細地說，使用不同的分辨率來做數值模擬，所獲得的結果應該找不出任何意想不到的差別，否則可以判別這數值模擬不夠準確。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。

数据分析
差值，從而給出與此差值成正比的s(t)\,。]]
研究对象为第3条和第4条，通过对观测结果进行数据分析，寻找到可能的引力波信号。

引力波探测器的探测结果是一个同时遍布噪声和探测器对引力波信号响应的时间序列

参阅

  • 引力波探测器
  • 匹配濾波器

参考文献
外部链接

#引力 #廣義相對論 #天体物理学 #观测台 #物理學中未解決的問題 #引力波天文学 #观测天文学

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