引力波测量原理
引力波测量原理
——以LIGO激光干涉法为例
目录
历史上著名的引力 波测量实验
引力波测量的难点
激光干涉引力波天 文台(LIGO)
著名引力波探测实验
美国马里兰大学韦伯在实验 室建成了第一个引力波探测 器。
1969年韦伯公布了他们研究小 组的实验数据“ 并宣称探测到 了振幅达10^-15，振幅在kHz 频带的引力波。
事件类型
双星系统
黑洞形成前
高速旋转的中子星（脉冲星）、 致密天体被黑洞俘获
黑洞合并、大质量恒星遗骸合并
超新星爆发(迄今为止人类观察到 的最强引力波爆发)
到达地球的引力波无量纲振幅h 10^-34 10^-31
10^-27~10^-26
10^-21~10^-20 10^-16~10^-17
引力波频率极低；
“主链”（Main chain）一侧面对激光 光斑，“反应质量”则 帮助“测试质量”保持 稳定。
测试质量重达40kg， 可以利用惯性定理保持 稳定。
LIGO尖端技术
真空技术
LIGO干涉臂光路所在
管道内的大气压只有海 平面大气压的约十亿分 之一(1uPa)。
用类似于小型喷气发动
机的涡轮泵产生吸力，
引力波天 近似平直 线附近的 的空间的 度规张量 度轨张量
引力波 引起的 度规张 量的扰
动
为简单起见，仅考 虑引力波一个偏振 方向e+. 当不考虑 引力波影响时(¹h+ = 0)，光在两测试 质量间往返一次所 需的时间为： t2-t0=L/c
引力波经过时，会 引起光在两测试质 量间往返时间发生 变化，这个变化量 Δt 与引力波振幅成 正比: Δt =L’h+/c
升级后的LIGO被称为Advanced LIGO， 简称aLIGO。 2015年，最新的激光干涉引力波天文台 正式上线，其最敏感频率(100-300Hz) 理论上，该天文台可以探测到3亿光年远 的引力波事件。
LIGO测量原理
引力波波源距离地球非常遥远， 最近的也在百万光年以上，当引 力波传播到地球附近时，已变得 十分微弱. 所以，引力波对时空 的影响可以看成是平直时空背景 下的微扰。
LIGO尖端技术
隔震技术 -主动隔震
通过对不同频率敏 感的传感器(10Hz 以上)主动探测地层 的震动，同时综合 这些测量结果，后 由计算机计算补偿 量，通过10向磁场 隔震装置进行补偿。 它的工作原理与主 动降噪耳机类似。
LIGO尖端技术
隔震技术-被动隔震
LIGO系统将所有重要 的测试质量（反射镜） 用0.4mm粗的石英纤 维悬挂在一个称为 ‘quad’的四阶摆下。
将大部分空气吸出管道。 Tips：在非真空环境下，分子、空气流
管道被加热到150℃-
和灰尘将会以如下方式影响系统的精 度：
170℃并保持30天，以 1、降低反射镜镜面的质量，使反射光斑
排除剩余的空气。
质量变差。
电磁泵通过电磁吸引的 方式，将少数孤立的气 体分子吸出管道。
但韦伯的研究结果始终未能被 重复验证“ 后来其他一些精度 远高于韦伯棒的实验小组均未 发现韦伯宣称的引力波信号。
1974年，Hulse和Taylor发现 了第一颗射电脉冲双星PSR 1913+16。这个双星系统轨 道周期的变化与引力波辐射
损耗的预言相吻合，从而间
接证明了引力波的存在。二 人也因此获得1993年的 Nobel物理学奖。
Tips：
根据广义相对论，双星系统是一 种旋转着的质量四极矩。它应能 以辐射引力波的方式辐射能量。 与所有束缚在一起的二体引力系 统一样，其运行轨道周期将随着 能量的辐射而减少。
要使这些天体产生的物理效应能 被测量，至少应满足两个条件： 轨道非常小(两子星足够近，以使 广义相对论效应尽量明显)有一种 精度很高的轨道周期测量方法。
Tips: 该装置利用引力波的潮汐效应，
由于天线内晶格间存在强弹性耦 合力, 所以天线端面的振幅随入射 引力波的频率变化而变化。当入 射引力波的频率等于天线的本征 频率时, 天线将在引力波的作用下 发生共振。振动通过固定在天线 上的传感器变成电信号。 该实验装置是一个重1.4吨的铝棒， 在垂直于圆柱轴线的对称截面上 支承。
该双星的两子星的最大距离只有 10^9m的量级(约一个太阳半径),其 中一个子星为脉冲星，这一条件
刚好能符合之前的条件。
引力波探测难点
引力波的振幅极小
• 引力波与物质作用时引起的尺度变化极小。以LIGO激光 干涉法为例，LIGO的光路长度为1120km，此次探测到 的引力波无量纲振幅h≈10^-21，依据公式ΔL=Lh，引力 波在经过LIGO探测器时引起的尺度变化约为10^-18m数 量级，这一尺寸只有质子直径(10^-15m)的千分之一。
• 极低频率意味着引力波波长极长，故对特定频率引力波敏感 的激光干涉测量设备，臂长(等效臂长)需要达到引力波波长 的1/4才能进行有效的探测，以100Hz的引力波为例，其要 求臂长至少达到750km。
• 宇宙中存在的引力波的频率分布如下图所示；
天体爆发形成的引力波源稀少
• 类似于黑洞合并、超新星爆发等天文现象虽然在整个宇宙中 较为常见，但在人类可探测范围内的爆发事件即为有限，尤 其是超新星爆发这类较强的引力波波源可能几十甚至上百年 才能遇到一次。
LIGO简介
LIGO的主要测量仪器是利用F-P腔改进的 迈克尔逊干涉仪。
臂长为4km，经过F-P腔多次反射后，激 光在真空管中通过的实际长度为1120km。
利用能量循环装置提高激光功率达到 750kW。
LIGO在美国华 盛顿州利文斯 顿和新泽西州 汉福德同时分 别安置了两部 完全相同的仪 器，彼此相距 3000千米。这 样可以有效剔 除噪声的干扰。
激光干涉引力波天文台 (Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory, LIGO)
1991年，麻省理工学院与加州理工学院 在美国国家科学基金会（NSF）的资助 下，开始联合建设LIGO。
1999年11月建成，耗资3.65亿美元。 2005年-2007年，LIGO进行升级改造，
