在爱因斯坦的广义相对论中，引力被认为是时空弯曲的一种效应。

这种弯曲时因为质量的存在而导致。

通常而言，在一个给定的体积内，包含的质量越大，那么在这个体积边界处所导致的时空曲率越大。

当一个有质量的物体在时空当中运动的时候，曲率变化反应了这些物体的位置变化。

在某些特定环境之下，加速物体能够对这个曲率产生变化，并且能够以波的形式向外以光速传播。

这种传播现象被称之为引力波。

当一个引力波通过一个观测者的时候，因为应变(strain)效应，观测者就会发现时候时空被扭曲。

当引力波通过的时候，物体之间的距离就会发生有节奏的增加和减少，这个频率对于这了引力波的频率。

这种效应的强度与产生引力波源之间距离成反比。

绕转的双中子星系统被预测，在当它们合并的时候，是一个非常强的引力波源，由于它们彼此靠近绕转时所产生的巨大加速度。

由于通常距离这些源非常远，所以在地球上观测时的效应非常小，形变效应小于1.0E-21。

科学家们已经利用更为灵敏的探测器证实了引力波的存在。

目前最为灵敏的探测是aLIGO，它的探测精度可以达到1.0E-22。

更多的空间天文台(欧洲航天局的eLISA计划，中国的中国科学院太极计划，和中山大学的天琴计划)目前正在筹划当中。

引力波应该能够穿透那些电磁波不能穿透的地方。

所以猜测引力波能够提供给地球上的观测者有关遥远宇宙中有关黑洞和其它奇异天体的信息。

而这些天体不能够为传统的方式，比如光学望远镜和射电望远镜，所观测到，所以引力波天文学将给我们有关宇宙运转的新认识。

尤其，引力波更为有趣的是，它能够提供一种观测极早期宇宙的方式，而这在传统的天文学中是不可能做到的，因为在宇宙再合并之前，宇宙对于电磁辐射是不透明的。

所以，对于引力波的精确测量能够让科学家们更为全面的验证广义相对论。

（图1）图1：引力波谱；不同引力波源所对应的频率范围（注意频率是取了对数后的值），周期。

以及所对应的探测方式。

通过研究引力波，科学家们能够区分最初宇宙奇点所发生的事情。

原则上，引力波在各个频率上都有。

不过非常低频的引力波是不可能探测到的，在非常高频的区域，也没有可靠的引力波源。

霍金(Stephen Hawking) 和以色列（Werner Israel）认为可能可以被探测到的引力波频率，应该在1.0E-7 Hz 到1E11Hz之间。

引力波在不断的通过地球；然而，即使最强的引力波效应也是非常小的，并且这些源距离我们很远。

比如GW150914在最后的剧烈合并阶段所长的引力波，在穿过13亿光年之后到达地球，最为时空的涟漪，也仅仅将LIGO的4公里臂长改变了一个质子直径的万分之一，也相当于将太阳系到我们最近恒星之间距离改变了一个头发丝的宽度。

这种及其微小的变化，如果不借用异常精密的探测器，我们根本是探测不到的。

（图2）图2：LIGO的两个观测站探测到了同一个引力波事件。

上面为观测得到的曲线，下面是和理论相比较之后的拟合结果。

（来源于LIGO所发文章[3]）引力波的探测历史在过去的六十年里，有许多物理学家和天文学家为证明引力波的存在做出了无数努力。

其中最著名的要数引力波存在的间接实验证据——脉冲双星PSR1913+16。

1974年，美国麻省大学的物理学家家泰勒（Joseph Taylor）教授和他的学生赫尔斯（Russell Hulse）利用美国的308米射电望远镜，发现了由两颗质量大致与太阳相当的中子星组成的相互旋绕的双星系统。

由于两颗中子星的其中一颗是脉冲星，利用它的精确的周期性射电脉冲信号，我们可以无比精准地知道两颗致密星体在绕其质心公转时他们轨道的半长轴以及周期。

根据广义相对论，当两个致密星体近距离彼此绕旋时，该体系会产生引力辐射。

辐射出的引力波带走能量，所以系统总能量会越来越少，轨道半径和周期也会变短。

泰勒和他的同行在之后的30年时间里面对PSR1913+16做了持续观测，观测结果精确地按广义相对论所预测的那样：周期变化率为每年减少76.5微秒，半长轴每年缩短3.5米。

广义相对论甚至还可以预言这个双星系统将在3亿年后合并。

这是人类第一次得到引力波存在的间接证据，是对广义相对论引力理论的一项重要验证。

泰勒和赫尔斯因此荣获1993年诺贝尔物理学奖。

到目前为止，类似的双中子星系统只已经发现了将近10个。

但是此次发布会中的双黑洞系统却从来没被发现过，是首次。

在实验方面，第一个对直接探测引力波作伟大尝试的人是韦伯（Joseph Weber）。

早在上个世纪50年代，他第一个充满远见地认识到，探测引力波并不是没有可能。

从1957年到1959年，韦伯全身心投入在引力波探测方案的设计中。

最终，韦伯选择了一根长2米，直径0.5米，重约1吨的圆柱形铝棒，其侧面指向引力波到来的方向。

该类型探测器，被业内称为共振棒探测器：当引力波到来时，会交错挤压和拉伸铝棒两端，当引力波频率和铝棒设计频率一致时，铝棒会发生共振。

贴在铝棒表面的晶片会产生相应的电压信号。

共振棒探测器有很明显的局限性，比如它的共振频率是确定的，虽然我们可以通过改变共振棒的长度来调整共振频率。

但是对于同一个探测器，只能探测其对应频率的引力波信号，如果引力波信号的频率不一致，那该探测器就无能为力。

此外，共振棒探测器还有一个严重的局限性：引力波会产生时空畸变，探测器做的越长，引力波在该长度上的作用产生的变化量越大。

韦伯的共振帮探测器只有2米，强度为1E-21的引力波在这个长度上的应变量(2E-21米)实在太小，对上世纪五六十年代的物理学家来说，探测如此之小的长度变化是几乎不可能的。

虽然共振棒探测器没能最后找到引力波，但是韦伯开创了引力波实验科学的先河，在他之后，很多年轻且富有才华的物理学家投身于引力波实验科学中。

在韦伯设计建造共振棒的同时期，有部分物理学家认识到了共振棒的局限性，然后就有了前面提到的有基于迈克尔逊干涉仪原理的引力波激光干涉仪探测方案。

它是由麻省理工学院的韦斯（Rainer Weiss）以及马里布休斯实验室的佛瓦德（Robert Forward）在70年代建成。

到了70年代后期，这些干涉仪已经成为共振棒探测器的重要替代者。

激光干涉仪对于共振棒的优势显而易见：首先，激光干涉仪可以探测一定频率范围的引力波信号；其次，激光干涉仪的臂长可以做的很长，比如地面引力波干涉仪的臂长一般在千米的量级，远远超过共振棒。

除过我们刚刚提到的aLIGO, 还有众多的其他引力波天文台。

位于意大利比萨附近，臂长为3千米的VIRGO；德国汉诺威臂长为600米的GEO；日本东京国家天文台臂长为300米的TAMA300。

这些探测器曾在2002年至2011年期间共同进行观测，但并未探测到引力波。

所以之后这些探测器就进行了重大升级，两个高新LIGO（升级版的LIGO）探测器于2015年开始作为灵敏度大幅提升的高新探测器网络中的先行者进行观测，而高新VIRGO （升级后的VIRGO）也将于2016年年底开始运行。

日本的项目TAMA300进行了全面升级，将臂长增加到了3公里，改名为叫KAGRA，预计2018年运行。

因为在地面上很容易受到干扰，所以物理学家们也在向太空进军。

欧洲的空间引力波项目eLISA（演化激光干涉空间天线）。

eLISA将由三个相同的探测器构成为一个边长为五百万公里的等边三角形，同样使用激光干涉法来探测引力波。

此项目已经欧洲空间局通过批准，正式立项，目前处于设计阶段，计划于2034年发射运行。

作为先导项目，两颗测试卫星已经于2015年12月3日发射成功，目前正在调试之中。

中国的科研人员，在积极参与目前的国际合作之外之外，也在筹建自己的引力波探测项目。

中国引力波探测从爱因斯坦在1916年预测出引力波，到2015年LIGO获得直接观测证据，整整跨越了一百年。

在这一过程中，中国科学家也在不断寻觅、追求。

早在上世纪70年代，中国科学家就开始了引力波研究，可惜因种种原因停滞了十几年，造成了人才断层。

直到2008年，在中科院力学所国家微重力实验室胡文瑞院士的推动下，中科院空间引力波探测工作组成立，引力波的中国研究再启征程。

目前，我国主要有三个大型引力波探测项目，一个是由中科院胡文瑞院士和吴岳良院士作为首席科学家的太极计划，它非常类似于欧洲eLISA计划。

另外一个太空计划是由中山大学罗俊院士领衔的“天琴计划”，相比较太极，它将位于地球之上的10万公里轨道处，三个卫星的间距也是大约在10万公里之上。

第三个是由中科院高能物理研究所主导的“阿里实验计划”，阿里实验计划是在计划在我国西藏的阿里地区放置一个小型但具有大视场的射电望远镜，从地面上聆听原初引力波的音符。

这些项目现在预研阶段。

这些探测都是利用激光干涉的方式。

而我们的宇宙本身就已经“创造”出了一种探测工具—毫秒脉冲星，它们是大质量恒星发生超新星爆炸形成的高速旋转的致密天体。

这些旋转极其稳定的天体是自然界中最精确的时钟。

这些极其稳定的恒星是自然界中最精确的时钟，像灯塔一样每“滴答”一次就向地球扫过一组信号。

引力波可以通过虽然非常细微，但还是能够察觉到的时间涨落而探测到。

这就是脉冲星计时（Pulsar Timing）的方法。

中国正在建设的500米口径望远镜，以及国际上正在建设的平方公里阵(SKA)射电望远镜，都将监测脉冲星，从而探测引力波的存在。

宇宙引力波源那么在我们的宇宙当中，什么样的天体才能够撼动产生可以探测到的引力波呢？对于地面上的探测器，通过认为下面的四种可以产生：（1）旋进(In-spiral)或者合并的致密星双星系统。

比如中子星或者黑洞的双星系统。

非常类似于发布会当中的系统。

（2）快速旋转的致密天体。

这类天体会通过周期性的引力波辐射损失掉角动量，它的信号的强度会随着非对称的程度增加而增加。

可能的候选体包括非对称的中子星之类的。

（3）随机的引力波背景。

非常类似于我们通常熟知的宇宙背景辐射，这一类背景引力波，也通常叫做原初引力波，它是早期宇宙暴涨是的遗迹。

2014年由加州理工、哈佛大学等几个大学的研究人员所组成的BICEP2团队曾宣称利用南极望远镜找到了原初引力波，但是后来证实为银河系尘埃影响的结果。

原初引力波的探测将是对暴胀宇宙模型的直接验证，对于它的探测依旧在努力寻找之中。

（4）超新星或者伽马射线暴爆发。

恒星爆发时非对称性动力学性质也会产生引力波。

而直接探测到来自于这些天体的引力波，将是提供对这些天体最直接而且最内部的信息。

以上的天体都能够产生地面探测器所探测到的引力波信号（频率大约几到几百赫兹）。

还有一类天体，也能够产生比较较强的引力波，只是产生的频率比较低而已（频率在0.01赫兹以下）。

（5）超大质量黑洞。

在星系的中心，我们知道会有一个超大质量黑洞的存在。

星系在演化的过程当中，会彼此合并，所以在某些星系中间，会有两个黑洞。