现代天文仪器之十四：引力波探测器
无论是接收电磁波的各波段望远镜，还是探测粒子的宇宙线探测器或中微子探测器，都已经有具体结果得出了。但引力波探测器却与此不同：迄今为止，引力波仍是个理论上的假定，并没有人直接探测到它的存在，虽然已经有了脉冲双星轨道演化等确凿的观测证据。不过引力波是爱因斯坦场方程在弱场近似下的自然结果，对其探测有着重要的理论意义，且它是时空本身的扰动，有不受星际消光等因素干扰的优势，更与强引力过程直接关联，因此当下的引力波探测项目是方兴未艾。
引力波探测的原理很简单，无外乎时空波动让物体位形发生改变。但其中的挑战当然是辐射的微弱，这从功率表达式就可看出。由于系数中存在一项，对于一般物体来说，引力辐射可以完全忽略。就算是对于最激烈的天体活动，引力波对探测器的影响也很难超过背景噪声。
引力波的两种偏振分量（+与×）对环形质量的影响。（图片来源：Answers.com）
共振金属棒探测器
共振金属棒探测器是引力波探测器最早的形式，也是2000年之前最好的探测设备。1960年代，马里兰大学的物理学家Joseph Weber率先采用此方法进行引力波探测。Weber的设备是数个长2米、直径1米的实心铝棒（右图，图片提供：AIP ESVA），共振频率1660 Hz（与坍缩星的引力辐射峰频吻合），用细索悬在真空室中。一旦有引力波通过，棒会产生潮汐形变。如果入射波满足共振条件，形变可以被大大加强并超过背景噪声，棒上附属的压电晶体就会探测到位移，并将其转换为电信号，传达给外电路。为了保证足够的共振时间，同时也为了降低系统噪声，棒的阻尼要比较小。
不消说，设想中的引力波信号影响是相当微弱的，与原子热运动导致的金属棒尺度变化相当（约10-16米）。为了尽量排除干扰，Weber的策略是，只有两个以上的金属棒同时收到超过背景噪声的信号时，才将其作为确切结果记下。他还在距离马里兰州上千千米的芝加哥设置了一个共振棒。1969年，他在Physical Review Letters杂志上发表了他的结果，宣称在81天内探测到了24个这样的事件，并说通过计算，最合理的解释是引力波。次年Weber又公布了数百个事件，并认为它们是来自银心的。这些结果现今存在很大的争议，主要因为其他类似的探测器并没有得到Weber宣布的信号，况且就算Weber的结果是真实的，其所要求的天体活动也是相当的剧烈。
但共振棒探测器却沿用了下来，主要是由于其廉价且设计相对简单的优点。自1970年代以来，对共振棒探测器的主要改进是将探测器本体降温至绝对零度附近，这是出于噪声主要来自热运动的考虑。如美国的ALLEGRO将棒降至液氦的温度，而意大利的NAUTILUS更是做到了0.1 K的低温。当然还有更好的隔离手段和低噪声放大器的应用，进一步降低系统噪声。
共振棒的敏感频率是700-900 Hz（各探测器略有不同），属于引力波辐射的高频部分，但敏感带宽较窄，只有50 Hz左右。据估计，当下主流的共振棒探测器可以检测到银河系内的爆发性引力坍缩事件。
另外也有近球形共振探测器方案提出，可以一次性给出引力波的强度、方位和偏振信息，效果相当于5个以上的棒状探测器联合工作。目前已做成了小型试验装置，并研究了还原入射引力波方位的算法。甚至也有人希望以月球作为共振体来检测引力波。
近球形（二十面体）共振探测器TIGA的设计方案，其上标有二级共振子的位置。（图片提供：LSU Gravitational Wave Experiment）
迈克尔孙干涉仪探测器
由于引力波的四极辐射特性，尤为适合使用干涉仪探测。此类探测器一般由相互垂直的两臂组成，外观呈“L”型。激光在两臂交点经过分束后分别进入两臂。通过在光路中设置延迟线路或Fabry-Pérot共振腔，光子可以在臂两端悬挂的高反射率反射镜之间往返多次，最后再回到交点，形成干涉图样并为光子探测器接收。当引力波经过时，会让一臂增长，另一臂缩短，干涉条纹的图样和强度也有相应的变化。这就是干涉仪的探测对象。
干涉仪探测器原理图，检验质量同时也起反射镜的作用。（图片来源：Answers.com）
原理照例不很复杂，而且初步探讨也始于1960年代。早期的干涉仪式探测器臂长相对很短，如1970年代麻省理工学院建造的5米干涉仪、1980年格拉斯哥大学建造的10米干涉仪、1983年马克斯·普朗克研究所建造的30米干涉仪等，中国也于1980年代末在广州和北京分别建造了3米和0.5米干涉仪。
格拉斯哥大学的10米干涉仪。
新近落成、当下在一线工作的地基干涉仪探测器臂长已达到千米量级，如美国Hanford和Livingston的4千米LIGO、意大利Cascina的3千米VIRGO，略小的GEO600和TAMA也分别有600米和300米臂长。
VIRGO俯瞰。（图片版权：Eurelios 2000）
迈克尔孙干涉仪设计的要点也离不开降噪。噪声来源主要有三，一是光子散粒噪声，二是振动影响，三是热噪声。光子散粒噪声与光的粒子性有关，为克服这一点，理论上看，光强要达到惊人的强度。实际情况当然不是使用不经济也不现实的超大功率激光器，而是采用功率/信号循环的方式。延迟线路或Fabry-Pérot共振腔的应用也有减少入射光强需求的考虑。振动影响主要来自外界，如地震波、风、路过的车辆等。解决途径是隔离。光路中所有元件都要作悬挂处理，还要配备复杂的减震系统，计划中的Advanced LIGO更是运用了主动隔离技术。光路抽真空也是必需的，当然这对其管线的焊接提出了较高要求。另外，LIGO分设两台探测器，也是为了进一步确认信号的真实性。
悬在隧道中的GEO600光路。（图片提供：GEO600）
地基干涉仪探测器的敏感频段也是几百Hz的量级，只有VIRGO计划要达到几Hz的频率下限。更高频受光子散粒噪声的限制，低频则有地震波干扰。
空间探测器
空间计划适于低频引力波的探测，有望研究较大质量黑洞的并合过程或是密近双星。
引力波空间探测的先驱性试验其实很早就开始了。NASA每每将行星际探测器作为试验平台，利用深空网进行多普勒信号跟踪。途经太阳系的引力波会使探测器与地球的间距发生周期性变化。旅行者、先驱者、伽利略、火星观察者、尤利西斯、火星环球勘探者，还有最近的卡西尼都担当过此任。
当然也有空间干涉仪计划，如预计在2015年前后发射的LISA，工作频段大约在10-3 Hz以下。空间干涉仪的优点是延伸了臂长，并避免了地面种种的振动影响，虽然宇宙线粒子、太阳风以及卫星内部检验质量和光学系统的加速构成了新的噪声源。LISA是由三颗卫星组成的等边三角形卫星座，在地球轨道上绕太阳运动。每颗卫星搭载有两套呈“Y”形排列的光学系统，每套系统包括检测质量、30厘米望远镜和1瓦激光器，外表面镀金并用玻璃丝悬起，做到与卫星本体隔离。与地基干涉仪不同，LISA的工作方式更接近多普勒信号跟踪，综合每颗卫星的入射和出射信号，给出干涉数据，以1/10埃的精度测出相对距离的变化。
LISA概念图。（图片提供：JPL/NASA）
LISA更大的挑战还在于，如何让探测器一次性地达到所需精度。要知道，LIGO这样的干涉仪达到预期精度往往需要很长时间和大量的调试工作，但太空轨道上并不允许这样做。前期验证要依靠LISA探路者（SMART-2）来完成，预计2009年发射，将携带两枚检验质量和激光器，检验此精度下空间激光干涉的可行性。
曾经还有过另一个计划OMEGA，因现在资料极难寻觅，怀疑又是没能最终实现的，不细说也罢。
至于更低频的引力波，已不能依靠专门的探测器来检测，转而采用脉冲星计时（10-8 Hz）与背景辐射偏振分析（10-16 Hz）的方法，分别对应双特大质量黑洞相关过程与早期宇宙的量子涨落。
引力波探测器的灵敏度常用相对振幅h表示，定义为，L表示检验质量的间距。对毫秒级事件来说，Weber的探测器灵敏度为10-15，当代共振棒的灵敏度可以达到10-18，干涉仪的最佳数值则达到了10-24。作为比较，黑洞并合产生的引力波强度是10-20。
关于引力波探测器的分辨率问题，只有模糊印象是说分辨率很低，实际上难以辨别个别点源。但因没有查到详细讨论，也不敢妄断。
LIGO的参与者宣称，Advanced LIGO一旦完工，即可探测到引力波的存在。当然，倘或依旧是零结果，会是很麻烦的事情：广义相对论自身有问题，引力理论需要彻底的修正，虽然依照目前的种种观测和实验结果，广义相对论出现重大漏洞的可能性不是很大。
最后附上引力波波谱图及对应的探测手段：
图片来源：physicsworld.com
参考资料：
[1] List of gravitational wave detectors
[2] A Fleeting Detection of Gravitational Waves
[3] LSU Gravitational Wave Experiment
[4] Gravitational Wave Detection by Interferometry (Ground and Space)
[5] GEO600
[6] NASA Spacecraft to Hunt for Elusive Gravity Ripples
[7] LISA：太空中的引力波探测器
