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激光干涉引力波天文台

引力波探测器

激光干涉引力波天文台（英语：Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory，缩写：LIGO）是探测引力波的一个大规模物理实验和天文观测台，其在美国华盛顿州的汉福德与路易斯安那州的利文斯顿，分别建有激光干涉仪。利用两个几乎完全相同的干涉仪共同进行筛检，可以大幅度减少误判假引力波的可能性。[1]干涉仪的灵敏度极高，即使臂长为4千米的干涉臂的长度发生任何变化小至质子的电荷直径的万分之一，都能够被精确地察觉。[2]

激光干涉引力波天文台
LIGO
LIGO汉福德控制室
基本资料
组织LIGO科学协作组织
位置华盛顿州汉福德区
路易斯安那州利文斯顿
坐标46°27′18.52″N 119°24′27.56″W / 46.4551444°N 119.4076556°W / 46.4551444; -119.4076556 (LIGO Hanford Observatory)
30°33′46.42″N 90°46′27.27″W / 30.5628944°N 90.7742417°W / 30.5628944; -90.7742417 (LIGO Livingston Observatory)
波长43—10,000千米（27—6,214英里）
（频率：30－7000Hz）
建筑1999年
启用2002年8月23日
望远镜型式引力波天文台
口径4,000米（13,000英尺）
http://www.ligo.org/
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LIGO是由美国国家科学基金会（NSF）资助，由加州理工学院与麻省理工学院的物理学者基普·索恩、朗纳·德瑞福与莱纳·魏斯领导创建的一个科学项目，两个学院共同管理与营运LIGO的日常操作。在2002年至2010年之间，LIGO进行了多次探测实验，搜集到大量数据，但并未探测到引力波。为了提升探测器的灵敏度，LIGO于2010年停止运作，进行大幅度改良工程。2015年，LIGO重新正式探测引力波。[3]LIGO科学协作负责组织参与该项目的人员，估计全球约有1000多个科学家参与探测引力波，另外，在2016年12月约有44万名活跃的Einstein@Home用户。[4][5]。

在2016年2月11日，LIGO科学协作和Virgo协作共同发表论文表示，在2015年9月14日检测到引力波信号，其源自于距离地球约13亿光年处的两个质量分别为36太阳质量与29太阳质量的黑洞并合。[6]因为“对LIGO探测器及引力波探测的决定性贡献”，索恩、魏斯和LIGO主任巴里·巴里什荣获2017年诺贝尔物理学奖[7]。

历史

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LIGO位于华盛顿州汉福德的探测器，其两个干涉臂的方位分别为N36°W与W36°S。[8]
 
LIGO位于路易斯安那州利文斯顿的探测器，其两个干涉臂的方位分别为W28°S与S18°E。[8]

引力波是时空的涟漪。1915年，爱因斯坦应用广义相对论来预测引力波的存在，尽管他怀疑引力波是否能被人类发现，因为引力波的波幅非常微小，并且引力波与物质的耦合很微弱。一百年之后，2015年9月14日。激光干涉引力波天文台（LIGO）终于直接探测到引力波。[9]:第1节LIGO的建造目的是直接探测到引力波，从而开启引力波天文学学术领域。LIGO试图探测像超新星爆发、两个黑洞合并、两个中子星合并等等强劲引力波源所产生的引力波。[10]

俄国物理学者麦可·葛特森希坦（英语：Michael Gertsenshtein）与弗拉基斯拉夫·普斯投沃特（英语：Vladislav Pustovoit）最早于1962年发表论文提议建造干涉探测器来探测引力波，但是此构想并未获得重视。[11]四年后，于弗拉基米尔·布拉金斯基（英语：Vladimir Braginski）再度提出此构想，然而仍旧无疾而终。后来，约瑟·韦伯（英语：Joseph Weber）与莱纳·魏斯也分别曾经独立发表出类似构想。韦伯的学生罗伯特·弗尔沃德（英语：Robert Forward）在休斯研究实验室（英语：Hughes Research Laboratories）工作时，受到莱纳·魏斯的鼓励，决定使用休斯研究实验室的经费来制造一台干涉仪。1971年，弗尔沃德首先建成臂长8.5m的雏型引力波干涉仪，经过150小时的探测以后，弗尔沃德报告，并未探测到引力波。[9]:第10节

70年代，魏斯团队在麻省理工学院、汉斯·彼林（英语：Hans Billing）团队在德国加兴的马克斯·普朗克研究所、朗纳·德瑞福团队在格拉斯哥大学，分别建成并且投入运行雏型引力波干涉仪。同时期，基普·索恩在加州理工学院组成了引力波实验团队。1979年，他特别从格拉斯哥大学聘请德瑞福来领导这团队，并且建造引力波干涉仪。1983年，建成一台40m臂长的引力波干涉仪。在麻省理工学院的魏斯团队，由于实验经费较为缺乏，只能建成一台1.5m臂长的引力波干涉仪。两个团队激烈地兢争，试图计划与制造更灵敏、更先进的引力波干涉仪。1984年，为了更有效率地运用有限资源，加州理工学院与麻省理工学院同意联合设计与建造激光干涉引力波天文台（LIGO），并且由基普·索恩、朗纳·德瑞福 与莱纳·魏斯共同主持这计划。[3]

1990年，美国国家基金会批准了LIGO计划。隔年，美国国会开始拨款给LIGO计划。翌年，选定在路易斯安那州的利文斯顿与在华盛顿州的汉福德分别建造相同的探测器，彼此相距3000公里。这是为了要利用互相关特性来过滤信息，只有两个探测器同时检测到的信息才有可能是引力波的信号。1994年，加州理工学院教授巴里·巴里什被委派为LIGO主任。他建议，LIGO应该设计为一台可以持续演进的探测器，任何零件都可以很容易的进行改良。在他的领导下，开始建造LIGO， 1999年完工。2002年正式进行第一次探测引力波，2010年结束搜集数据。在这段时间内，并未探测到引力波，但是累积了很多宝贵的实际运作经验，探测器的灵敏度也越加提升。[3]

在2010年与2015年之间，LIGO又进行了大幅度改良，升级后的探测器被称为“先进LIGO”（aLIGO）。[12]到2015年9月中旬，“世界上最大的引力波设施”已完成了费时5年，耗资2亿美元的检修，总成本达到6.2亿美元，[5]成为有史以来由NSF资助的最大规模、最雄心勃勃的项目[注 1][13]。在2015年9月18日，再次开启正式观测。这时，先进LIGO的灵敏度已是初始LIGO的约四倍左右，它的灵敏度将进一步提升，直至2021年左右达到设计的灵敏度。[14]

2016年2月11日，LIGO科学团队与室女座干涉仪团队宣布，人类于2015年9月14日首次直接探测到引力波。所探测到的引力波源自于双黑洞并合。两个黑洞分别估计为29及36倍太阳质量。[15][16]同年6月15日，两个团队又共同发布声明表示，第二次直接探测到引力波，其发生于2015年12月26日。从分析相关探测信号，学者认为，该事件是由两个质量分别为14.2 (+8.3, −3.7) M⊙ 与 7.8 (+2.3, −2.3) M⊙的黑洞并合所造成，其发生地点离地球有14亿光年之远。利文斯顿探测器先探测到引力波，1.1 msec之后，汉福德也探测到引力波。在1秒钟的探测期内，信号频率从35 Hz升高至450 Hz。这并合事件被命名为“GW151226”。这探测结果更加证实了广义相对论。[17][18]

任务

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从最初始，NSF就已准许LIGO从事直接探测源自于宇宙的引力波，并且开启引力波天文学这门新兴学术领域。LIGO 实验室的任务为[19][20]：

  • 探测引力波源。
  • 操作LIGO设施，提供相关服务给国内与国际科学团队。
  • 发展先进探测器所需的基础科学与技术来达到与开拓干涉仪的功能极限。
  • 援助关于引力波天文学的科学教育，积极策划与鼓励大众参与相关活动。
  • 成功完成先进LIGO计划。

LIGO的演化

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从最早的计划开始，LIGO就不曾被预定为一个单一实验，而是一个不断进步、精益求精的天文台，其涉及到多世代愈加灵敏的引力波探测器的发展与运作。[21]:第1节

初始LIGO

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LIGO的简易布置图。
 
曲线图展示出初始LIGO第一次科学运行至第五次科学运行(S1-S5)与初始LIGO设计目标的应变灵敏度。[20]

初始LIGO有三个特别设计的迈克耳孙干涉仪分别装置于两个天文台：在华盛顿州汉福德区的天文台有两个干涉仪H1与H2，其干涉臂长分别为4千米与2千米，在路易斯安那州利文斯顿 的天文台有一个干涉仪L1，其干涉臂长为4千米。除了干涉臂长度以外，三个干涉仪几乎完全相同。这样装置的目的在于排除各种当地的噪声。由于干涉仪的天线方向图很宽广，引力波源的定位需要至少使用三个探测器来做三角定位。[22]:第3节

初始LIGO试图探测在40-7000 Hz频带与波幅小至10-21的引力波。建造这么灵敏的探测器是一件极具挑战性的工作：若要达到设计标准的应变灵敏度10-21，则必须能探测到约10-18米的干涉臂长度变化，这比质子的直径还小1000倍！探测器必须采用超特稳定激光器、最尖端的干涉仪技术、前沿光学材料、多层震动隔离等等，才可达到这目标。[22]:第3-4节

主激光器是一种半导体泵浦固体激光Nd:YAG系统，能够提供约10瓦特频率稳定与震幅稳定的连续波激光，其模态为TEM00高斯空间模态， 波长为1064nm。激光束首先会通过电光调制器进行 相位调制。[注 2]之后，激光束才会进入LIGO 真空系统。所有干涉仪的光学组件与光束路径都被封闭在超高真空（英语：ultra-high vacuum）系统（压强约为10-8-10-9托尔）之内，这是为了减少光波与残余气体粒子散射所造成的相位涨落。处于真空的激光束，在经过输入模态清除器（英语：input mode cleaner）进行高阶空间模态的过滤之后，才可进入干涉仪。[22]:第4.2节[23]:第1节

初始LIGO的干涉仪主要有一个50/50分光器与两个终端测试质量。测试质量的另一个功能是反射光束的反射镜。激光束被分光器分离成两个激光束，分别传播于两个干涉臂，直到被终端测试质量反射回分光器，两个激光束在分光器产生干涉现象。假设两条路径的程差使得两个激光束在从分光器通向光探测器之间的输出支路产生相消性干涉，则光探测器不会量度到激光束的辐照度。当有任何引力波通过干涉仪时，干涉臂就会因应变响应而出现长度变化，从而使得程差被改变，因此光探测器会量度到激光束的辐照度有所改变。[23]:第1节

给定引力波讯号，干涉臂的最优长度是引力波波长的四分之一，这样，光束可以在干涉臂内传播半个周期时间，例如，假设引力波的频率为150 Hz，则波长为2000千米。LIGO干涉仪的干涉臂长为4千米，为了达到约100倍的有效臂长，可以使用法布里-珀罗空腔 ，其是由“输入测试质量”与终端测试质量这两个反射镜所形成，可以储存光束在干涉臂内。另外还有一种称为“功率再循环”的技术。假设干涉仪在通向光探测器的输出支路出现相消性干涉时，则干涉仪对于输入激光的功能就如同复合镜子（英语：compound mirror）一般。应用这性质，如图所示，在输入口与分束器之间装设一个功率再循环镜子，则会形成一个光学空腔，其可有效地增加输入激光功率40倍，从而增加探测器的灵敏度，因为输入激光功率的平方根与灵敏度成正比。[23]:第1节

初始LIGO的测试质量是圆筒形的高品质熔凝石英（英语：fused silica） ，质量约为10 kg，为了达到预定的光学性质，外表涂上几层四分之一波长的介电材料。输入测试质量的涂层会吸收激光，因而产生热力形变，这可以用二氧化碳激光器系统矫正回来。为了隔离干涉仪，降低干涉仪所遭到的地噪声，每一个测试质量都会用铁丝悬挂于刚固支承架，其又被固定于四层消极震动隔离平台。[23]:第1节

在低于40 Hz 的频带，地矂声限制了干涉仪的灵敏度。在40-200 Hz 的频带，摆系统的热燥声是阻碍灵敏度改善的因素。在高过200 Hz 的频带，则必须降低散粒噪声，灵敏度才可获得改善。[24]:第3.3.2.1节

经过5年努力，在此期间各种仪器的灵敏度被改善了几个数量级，于2005年，初始LIGO终于达到设计灵敏度。[25]:36从2005年11月至2007年9月，初始LIGO持续地以设计灵敏度运作与搜集数据进行第五次科学运行（S5）。对于这次实验，在最灵敏频率的100 Hz频带内，均方根应变噪声已压抑至先前未有的水平３×10-22。[22]:第3节

增进LIGO

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2007年，在S5完成之后，初始LIGO的很多功能都被加以适度提升，由于所涉及的工程有限，只需将初始LIGO的设备稍加改良，不必完全拆除现有设备，就可以达到提升功能的目的。[注 3]改良后的天文台称为“增进LIGO”，其意图提升灵敏度为初始LIGO的2倍，提升宇宙探测容积为初始LIGO的8倍。增进LIGO 还会检试几个决定先进LIGO成功与否的关键技术，从而降低先进LIGO失败的风险，提高先进LIGO成功的可能性。以下是增进LIGO 主要的技术改善：[25]:第3.4.1节[23]:第2节[26]

  • 为了增加探测器的灵敏度，增进LIGO 提升了激光器的功率，将激光器的功率从10瓦特提升至35瓦特。
  • 为了减少散粒噪声，引力波所造成的响应的读取方式，从“射频读取”被改变为“直接转换读取”。
  • 为了防止高阶横模态光波入射至光探测器，在输出口之前，装置了输出模态清除器。

由于对于初始LIGO的改良，增进LIGO 在最灵敏频率的灵敏度实际提升了约30%。增进LIGO 于2009年7月至2010年10月进行了第六次科学运行（sixth scientific run, S6），从分析获得的数据，虽然没有找到引力波的信号，但仍旧推论出一些有意思的天文物理学结果。[21]:1

先进LIGO

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曲线图展示出增进LIGO第六次科学运行（绿色）、先进LIGO第一次观测运行（红色）与先进LIGO设计目标（蓝色）的应变灵敏度。[27]

2010年，在增进LIGO结束S6 运作之后，它所使用的第一代干涉仪被完全拆除，这是为了要清空位置来安装先进LIGO的第二代干涉仪。按照设计规格，先进LIGO的灵敏度将比初始LIGO高出10倍，这意味着先进LIGO找寻引力波的探测半径会比先前高出10倍，探测范围也会扩大1000倍以上，能够探测到的引力波波源比先前要多出1000倍，并且，探测频带下限更宽阔地从40Hz降低到10Hz。具备有这样高灵敏度的先进LIGO，专家预测，每年应该可以探测到十几个致密双星并合事件。但为了要达到设计灵敏度，代价不菲，干涉仪的几乎每一个组件都必须被更换，新安装的组件则是经过严格测试证实功能更为优良的高端科技产品。在低频区，顶级的激波隔离技术与测试质量悬挂技术贡献出高灵敏度；在中频区与高频区，更高的激光器功率、更大尺寸与更大质量的测试质量、改良的镜子涂层是导致高灵敏度的关键因素。[21]:1

如同初始LIGO，先进LIGO也使用配备了法布里－珀罗空腔的功率再循环式迈克耳孙干涉仪。除此以外，先进LIGO还在干涉仪的输出口装置了“信号再循环镜”，其能够调配被散粒噪声所限制的灵敏度。对于每种不同的引力波源，该技术可以客制地给出优化的灵敏度。[23]:第3节

为了促使被散粒噪声限制的灵敏度获得改善，输入激光器的功率被增加到最大 180瓦特，但在O1仅使用20瓦特，干涉臂的激光循环功率也从初始LIGO的10千瓦特增加到100千瓦特，未来将增加到750千瓦特。[28]:3-4[23]:第3节初始LIGO使用直径25cm、质量11kg的熔凝石英为测试质量，为了降低热噪声，先进LIGO将测试质量的直径增加为34cm，为了压抑辐射压强噪声至相当于悬挂热燥声的水平，先进LIGO又将测试质量的质量增加为40 kg。[20]熔凝石英纤维将测试质量悬挂在半空中，这设计使得可供探测频率拓宽至10 Hz以上。为了达到先进LIGO的设计灵敏度，频率10 Hz以上的地面运动被压抑了10 个数量级：悬挂测试质量的多阶摆系统能够减弱地面运动7个数量级，安置这多阶摆系统的主动控制激波隔离平台更加地压抑3个数量级。[28]:2

2015年9月，经过5年的重新设计与重新建造的工作，耗费2亿美金，第一次观测运行（first observation run, O1）正式开始。这一次，实验范筹已大幅度改变，很多天文学术界团队都参与共襄盛举，先进LIGO可以通知全世界74座观测天文台中的任何几座观测天文台，只需片刻，它们就可以将望远镜对准天空，寻找可能引力波源所发射出的光信号。虽然尚未达到设计标准灵敏度，先进LIGO的灵敏度已改善为初始LIGO的3倍。这意味着先进LIGO能够探测到3倍远的距离，探测容积为初始LIGO的27倍。[14][29]在探测器最灵敏的100 - 300 Hz频带，O1的应变燥声比S6 低3 至4倍，在50 Hz频率，应变燥声的改善接近100倍。[28]:1

在O1实验中，LIGO-Virgo联合团队观测到两次引力波事件GW150914与GW151226。另外一次事件LVT151012发生于2015年10月，但是由于信噪比过低，因此不被确认为引力波事件。[27]O1实验结束后，观测行动停止了10个月，这是为了要进行一系列升级工程，因此，利文斯顿设施的灵敏度获得15–25% 改良，汉福德设施的灵敏度并未获改良。总体而言，先进LIGO的探测半径从O1实验的40–80 Mpc 扩大到第二次观测运行（second observation run, O2）的目标80–120 Mpc的低端。

第二次观测运行O2的观测期是从2016年11月至2017年8月25日。由于测试质量悬挂系统发生问题，直到2017年8月1日，Virgo才正式开始参与合作观测，这次总共参与了25日。[30][31]O2期间，又观测到三次引力波事件GW170104、GW170814与GW170817。特别值得一提的是，GW170817是两个中子星并合所产生的引力波事件，由于引力波与电磁波首次同时被观测到，这标志着多信使天文学的新纪元已经到临。[32]

未来，将会完成更多观测实验，之间，也会进行多次升级工程，目标是在2021年达到设计灵敏度。[33]

未来

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“LIGO-印度”是倡议中的LIGO实验室和印度引力波观测组织（英语：Indian Initiative in Gravitational-wave Observations）（INDIGO）之间拟议的合作项目，旨在印度打造世界级的引力波探测器。

2024年将升级到Advanced LIGO Plus ，简称 ALIGO+，扩大探测范围[34]。

参见

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维基共享资源上的相关多媒体资源：激光干涉引力波天文台

注释

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  1. ^ Larger physics projects in the United States, such as Fermilab, have traditionally been funded by the United States Department of Energy.
  2. ^ 激光束会被电光调制器用两个射频正弦波进行相位调制，在载波场两旁添加两个边带场。这样，就可以用射线读取（英语：radio frequency readout）方法读取引力波所造成的干涉臂长度变化。
  3. ^ 先进LIGO将会拆除整个干涉仪。

参考文献

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外部链接

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