雷射干涉太空天線
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激光干涉空間天線（Laser Interferometer Space Antenna，LISA）是一個由美國國家航空航天局（NASA）和歐洲空間局（ESA）合作的引力波探測計劃，由於募款問題，美國國家航空航天局於2011年宣布終止合作關係。歐洲空間局因此修改任務概念，於2013年宣布改名為演化激光干涉空間天線（Evolved Laser Interferometer Space Antenna，eLISA），目前仍在設計階段，計劃於2034年投入運行，這將是人類第一座太空中的引力波天文台[3]。
 雷射干涉太空天線構造藝術家概念示意圖。 | |
| 所屬組織 | 歐洲空間局（ESA） |
|---|---|
| 任務類型 | 天體物理學 |
| 環繞對象 | 太陽 |
| 發射時間 | 2034年 (規劃中)[1][2] |
| 官方網站 | www |
| 軌道參數 | |
| 半長軸 | 1 AU |
| 周期 | 1年 |
LISA也是美國國家航空航天局的超越愛因斯坦項目的一部分。「超越愛因斯坦」是一組實驗上驗證愛因斯坦廣義相對論理論的計劃，其中包含兩個空間天文台（HTXS——X射線天文台和LISA）和數個以宇宙學相關觀測為目的的探測器。LISA將利用激光干涉的方法精確測量信號相位，從而對於來自宇宙間遙遠的引力波源的低頻且微弱的引力波進行探測。這將對引力波天文學的理論和實驗研究，廣義相對論的一些實驗觀測以及早期宇宙的天體物理學和宇宙學研究有重要意義[4]。
LISA結構
編輯
LISA由三個相同的航天器構成為一個邊長為五百萬千米的等邊三角形，即每兩個航天器之間的夾角為60°。LISA將採用的是與地球相同的日心軌道，並且LISA與太陽的連線，和地球與太陽的連線之間的夾角為20°，這種設計是為了儘可能減少地球引力造成的影響。在每一個航天器上都有兩個完全相同的光學台，包含有激光光源、光學分束器、光檢測器、光學鏡組等組成干涉儀的光學器件，以及一系列進行數字信號處理的電子器件。由於每兩個航天器之間的夾角為60°，每個航天器上的每一個光學台都會和相鄰的航天器上的光學台發生干涉，激光走完這段航天器間隔的距離需要約16秒。在每個干涉儀的後面安置有一個作為「測試質量」的合金立方體（75%金和25%鉑），其中一個表面被打磨成光滑的平面鏡用來反射激光。理論上如果有引力波掃過測試質量，其位置的微小改變會引起干涉信號，即激光相位的改變，從這種相位變化即可推導出觀測到的引力波的存在。在實際設計中，這種測量精度要求測試質量所處的環境高度穩定，其位置能夠不受到外界光壓和太陽風粒子的影響；並且LISA的干涉測量系統也要高度靈敏，使得真正需要的引力波信號不至於淹沒在激光頻率噪聲等干擾的海洋中。除此之外，LISA還需要解決如何應對航天器運行對激光頻率造成的多普勒效應的影響，激光長距離傳輸的損耗問題，等等。LISA在實際運行中將達到能夠在五百萬千米的長度上探測到10皮米（1皮米等於10-12米）量級的長度變化[5]。
LISA探測的引力波源
編輯引力波
編輯廣義相對論
編輯1915年愛因斯坦建立了廣義相對論理論，廣義相對論在理論上證明，平直時空的度規在微擾下應用愛因斯坦場方程可導出時空微擾的度規以四維波的形式傳播。並且對一個具有四極矩的能量-動量張量應用愛因斯坦場方程將得到推遲勢的格林函數解，這和電磁學中的電磁波解是類似的[6]。這些推導都從根本上預言了引力波的存在，這與十九世紀麥克斯韋應用他的麥克斯韋方程組預言電磁波的存在十分相似。但與之不同的是，從電磁理論建立到赫茲從實驗上觀測到電磁波只間隔了不到三十年的時間，而引力波從廣義相對論建立以來直到2015年才被直接觀測到，很重要的原因是與電磁相互作用相比引力相互作用強度十分微弱，而能產生較強的引力波的引力波源距地球都十分遙遠，傳播到地球的應力強度大約只有10-22這個量級左右，這相當於在一百千米的長度上引起0.01皮米長度的變化，這種變化比原子核的直徑還要小。
PSR 1913+16
編輯1975年普林斯頓大學的拉塞爾·赫爾斯（Russel Hulse）和約瑟夫·泰勒（Joseph Taylor）發現了一顆編號為PSR 1913+16的脈衝星，這是一顆高速旋轉並放出方向性很強的無線電波的中子星。每當無線電信號掃過地球時，接收機上就能接收到一個脈衝信號，脈衝星的這種特性可以用作天文學上的一種「量天尺」，用於精確測量其運動狀態。經過對PSR 1913+16的一段時間的測量之後，人們發現它具有一個聯星的軌道，其伴星可能是一顆不輻射無線電波的中子星。同時，這個伴星的質量以及雙星系統的軌道參數也可以大概推算出來。同樣，根據廣義相對論理論，可以從中子星質量和軌道參數估算這個雙星系統的zh-Hans:引力波;zh-Hant:重力波輻射的光度，這些輻射以能量的形式損耗，反映到系統運動軌道參量的變化。拉塞爾·赫爾斯和約瑟夫·泰勒對這個雙星系統的軌道在1975年至1988年間進行了長時間的觀測，其結果和廣義相對論的預言符合得非常好，這個事實間接上證明了雙星系統重力波的存在。拉塞爾·赫斯和約瑟夫·泰勒因此項工作於1993年獲諾貝爾物理學獎，這是廣義相對論的勝利[7]。
引力波探測器
編輯儘管對雙星系統的觀測證明了引力波的存在，但人類始終沒有直接觀測到引力波到底是什麼樣，即如何用一個應力（或度規）的時間序列去描述。從二十世紀六十年代以來人類不斷致力於引力波探測器的製造工作，起初的引力波探測器採用共振質量的方法但至今未獲成功。[8]目前主流的引力波探測器都是基於邁克耳孫干涉儀的方法，利用激光的穩定性來獲得高度靈敏穩定的干涉條件，從而達到對極度微小的引力波擾動實現觀測的目的，這樣的探測器包括德國的GEO600，美國的激光干涉引力波天文台（LIGO，Laser Interferometer Gravitational-wave Observatory），日本的TAMA 300，意大利的處女座干涉儀（VIRGO），澳大利亞的AIGO等[9]。
為什麼需要LISA
編輯LISA探測的引力波波段範圍為3×10−5赫茲至10−1赫茲，在這個波段範圍內，當前基於地面觀測的引力波天文台，例如美國的LIGO等探測器很大程度上受到地球上震動噪聲的影響，很難達到所需要的探測靈敏度（地面引力波探測器由於干涉儀的臂長受限，無法達到能夠探測低頻引力波的精度），[10]因此將LISA置於太空中的原因即是能徹底消除地面震動噪聲的干擾。現在已知的引力波源包括：銀河系內的雙星系統，以及河外星系中的極端質量比例旋（EMRI，指兩個質量相差懸殊的天體組成的自旋系統）和超大質量黑洞的合併。[11]LISA如能夠探測到這三類引力波源，其在3×10−3赫茲頻率上可探測的應力靈敏度將達到10−21/√Hz。LISA也被寄希望於探測到大爆炸後早期宇宙的引力隨機背景（stochastic background）輻射，儘管這種引力波源還沒有被證實。
參閱
編輯參考
編輯- ^ Selected: The gravitational universe; ESA decides on next large mission concepts. eLISA Consortium. [2013-11-29]. （原始內容存檔於2013年12月3日） （美國英語）.
- ^ ESA's new vision to study the invisible universe. ESA. [2013-11-29]. （原始內容存檔於2018-10-14）.
- ^ ESA’s new vision to study the invisible Universe. [2016-01-07]. （原始內容存檔於2018-10-14）.
- ^ NASA: Ripples in Space-time 網際網路檔案館的存檔，存檔日期2007-07-05.
- ^ NASA: How LISA works 網際網路檔案館的存檔，存檔日期2007-07-05.
- ^ Sean Carroll. (2003). Spacetime and Geometry: An Introduction to General Relativity. ISBN 0-8053-8732-3.
- ^ Taylor, J.H., Weisberg, J.M., 1982, Astrophysical Journal, 253, 908. doi:10.1086/159690 NASA ADS
- ^ Weber, J., 1960, Physical Review, 117, 306. doi:10.1103/PhysRev.117.306 NASA ADS
- ^ W. Johnston, List of gravitational wave detectors. [2007-06-11]. （原始內容存檔於2007-07-05）.
- ^ A. Lazzarini and D. Shoemaker, LIGO laboratory home page for interferometer sensitivities. [2007-06-11]. （原始內容存檔於2008-04-25）.
- ^ S. Hughes, Listening to the universe with gravitational-wave astronomy,Annals of Physics, vol. 303, 2003.