人类首探引力波 爱因斯坦的预言成真
在爱因斯坦提出引力波的预言百年之后,科学家211日宣布,人类首次直接探测到了引力波。这是人类第一次能够听宇宙讲故事了。
就如同石头被丢进水里产生的波纹,引力波是一种时空涟漪。如今,这种涟漪终于被科学家发现了。科学家们欣喜若狂,“科学粉丝”手舞足蹈,各大网上科技论坛等一片热闹。
能发现引力波,说明人类深空探测技术已经取得突飞猛进的发展,今后“倾听”宇宙之声,将越来越轻松。相信人类会“听”到或“看”到更多的宇宙故事。而引力波自身,据说蕴含着宇宙诞生的巨量信息,并能够证明各种预见性理论。
听宇宙里的“唠嗑”
在一片嘈杂的背景噪音中,一声“噗”的清脆声响,如水滴落水,持续时间短暂得不到1秒,这正是由引力波转化成的宇宙之声。当天在华盛顿召开的记者会上,美国“激光干涉引力波天文台”(LIGO)科学家现场播放了来自宇宙的“声音”。
这个声音源自于13亿年前一个双黑洞系统的合并。正如LIGO项目组发言人、路易斯安那州立大学物理学家加布里埃拉・冈萨雷斯所言,那时“多细胞生物才开始在地球上扩散”。合并所产生的引力波信号,经过13亿年的漫长旅行,于2015年9月14日抵达地球,被LIGO的两个探测器以7毫秒的时间差先后捕捉到。
“我们能够‘听见’引力波,我们能够‘听见’宇宙,这是引力波最美妙的事件之一。我们将不仅‘看见’宇宙,我们还将‘倾听’它,”她在记者会上介绍。
引力波是一种时空涟漪,如同石头被丢进水里产生的波纹。黑洞、中子星等天体在碰撞过程中有可能产生引力波。1915年,爱因斯坦发表广义相对论,并在随后几年的一些论文中预言引力波会产生于强引力场的天体事件。广义相对论的其他预言如光线的弯曲、水星近日点进动以及引力红移效应都已获证实,唯有引力波一直徘徊在科学家的“视线”之外。
百年来,科学家们对引力波的探测未曾停歇,但举步维艰。直至上世纪70年代,曾有美国科学家在观测双星系统的过程中,发现引力波存在的间接证据,并因此获得1993年诺贝尔物理学奖。
100年来,也不断有实验声称直接探测到了引力波,并造成过轰动效果,其中包括20世纪60年代的韦伯实验,以及2014年的BICEP实验,但后来都被证明是乌龙。
广义相对论论证的一个重点就是,引力的本质是时空几何在物质影响下的弯曲。电影《星际穿越》里,一个质量超级巨大的星球,周围的时空是会发生扭曲的,星球质量越大,时空扭曲就越厉害,光和时间概念都发生了改变。起伏、震颤、波浪……你可以用各种词汇形容你理解的时空扭曲。
1916年,爱因斯坦又在广义相对论框架下发表论文,论证了引力的作用以波动的形式传播。这就是引力波的由来。
引力波科学的发展历史
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,美国物理学家家泰勒(Joseph Taylor)和赫尔斯(Russell Hulse)利用射电望远镜,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。
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。贴在铝棒表面的芯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10-21的引力波在这个长度上的应变量(2×10-21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,有一种基于迈克尔逊干涉仪原理的引力波探测方案在那个时代被提出。到了70年代,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),分别建造了引力波激光干涉仪。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。
可以简单理解为有四个测试质量被悬挂在天花板上,一束单色、频率稳定的激光从激光器发出,在分光镜上被分为强度相等的两束,一束经分光镜反射进入干涉仪的X臂,另一束透过分光镜进入与其垂直的另一Y臂。经过末端测试质量反射,两束光返回,并在分光镜上重新相遇,产生干涉。我们可以通过调整X、Y臂的长度,控制两束光是相消的,此时光子探测器上没有光信号。当有引力波从垂直于天花板的方向进入之后,会对两臂中的一臂拉伸,另一臂压缩,从而两束光的光程差发生了变化,原先相干相消的条件被破坏,探测器端的光强就会有变化,以此得到引力波信号。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。
自20世纪90年代起,在世界各地,一些大型激光干涉仪引力波探测器开始筹建,引力波探测黄金时代就此拉开了序幕。
这些引力波探测器包括:位于美国路易斯安那州利文斯顿臂长为4千米的LIGO(L1);位于美国华盛顿州汉福德臂长为的4千米的 LIGO(H1);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。这些探测器在2002年至2011年期间共同进行观测,但并未探测到引力波。在经历重大改造升级之后,两个高新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也将于2016年年底开始运行。此外,欧洲的空间引力波项目eLISA和日本的地下干涉仪KAGRA 的研发与建设也在紧锣密鼓地进行。
想要成功探测诸如GW150914的引力波事件,不仅需要这些探测器具有惊人的探测灵敏度,还需要将真正来自于引力波源的信号与仪器噪声分离:例如由环境因素或者仪器本身导致的微扰,都会扰乱或者轻易淹没我们所要寻找的信号。这也是为什么需要建造多个探测器的主要原因。它们帮助我们区分引力波和仪器环境噪声,只有真正的引力波信号会出现在两个或者两个以上的探测器中。当然考虑到引力波在两个探测器之间传播的时间,前后出现会相隔几个毫秒。
经过4年不断升级和测试的高新LIGO终于在2015年9月初试锋芒。事实上,很多人都对2015年的第一次观测运行(O1)能否探测到信号抱有怀疑态度,因为它的灵敏度还远远没到最佳状态。然而,宇宙往往在不经意间给人以惊喜。甚至在O1没有正式启动时,GW150914就已经不期而遇了。万幸的是,O1采用的是软启动,所以在信号到达地球时,探测器已经处于工作状态了,采集到的数据也是可靠的。