引力波是怎么形成的呢
引力波是怎么形成的呢
在物理學中，引力波是指時空彎曲中的漣漪，通過波的形式從輻射源向外傳播，這種波以引力輻射的形式傳輸能量。是什么原因導致引力波的形成呢?以下是由學習啦小編整理關于引力波是怎么形成的的內容，希望大家喜歡!
引力波形成的原因
具有質量的物體變動時，會產生“引力波”
愛因斯坦用愛因斯坦場方程闡述了時間、空間與萬有引力的關系。由方程可知，“物質和能量的分布發生變化時，時空結構也將改變”。具有質量的物體運動時，物質和能量的分布將發生變化，從而導致時空結構的變化。
愛因斯坦認為，時空結構的變化將以“波”的形式傳播，這就是“引力波”。
引力波使得空間縱橫交錯地收縮或擴張
物體的質量和運動速度決定了引力波的大小。質量越大的物體以越快的速度運動時，形成的引力波越強。例如，兩個中子星共同組成雙星時的引力波就很強。
引力波所引起的空間變化(收縮或擴張)
發出引力波的中子星聯星
中子星是幾乎完全由中子(構成原子核的粒子)構成的密度極高的天體。1立方厘米的質量高達10億噸左右。當兩個中子星圍繞著共同的引力中心運轉時，則組成雙星。
高密度、大質量的中子星所組成的聯星公轉時會連續不斷地引發時空彎曲，從而形成引力波，擴散到四面八方。而且，該時空彎曲會隨著兩個中子星的公轉連續不斷地產生，并形成引力波，擴散到周圍的時空中。
發出引力波的中子星聯星
由于無法描繪三維空間的彎曲，因此，圖解僅僅描繪了水平方向的引力波。
研究表明，引力波在時空中傳播時，空間將會縱向或橫向擴張。如果能夠測量到空間縱橫交錯地收縮或擴張的話，就能觀測到引力波。
直接“捕獲”引力波相當困難
直接“捕獲”引力波是非常困難的。這是因為，引力波是自然界中最微弱、最不易察覺的波。雖然像中子星那樣質量巨大的物體在做加速運動時會輻射引力波，但是，在遙遠的宇宙中所形成的引力波對地球周圍空間的影響卻極其微弱。引力波在通過像太陽與地球那樣距離遙遠(1.5億公里)的兩個物體時，引起的空間變化(收縮或擴張)只相當于一個氫原子直徑(1.5×10-10米)的大小。
引力波的探測歷史
在過去的六十年里，有許多物理學家和天文學家為證明引力波的存在做出了無數努力。其中最著名的要數引力波存在的間接實驗證據——脈沖雙星 PSR1913+16。1974年，美國麻省大學的物理學家家泰勒(Joseph Taylor)教授和他的學生赫爾斯(Russell Hulse)利用美國的308米射電望遠鏡，發現了由兩顆質量大致與太陽相當的中子星組成的相互旋繞的雙星系統。由于兩顆中子星的其中一顆是脈沖星，利用它的精確的周期性射電脈沖信號，我們可以無比精準地知道兩顆致密星體在繞其質心公轉時他們軌道的半長軸以及周期。根據廣義相對論，當兩個致密星體近距離彼此繞旋時，該體系會產生引力輻射。輻射出的引力波帶走能量，所以系統總能量會越來越少，軌道半徑和周期也會變短。
泰勒和他的同行在之后的30年時間里面對PSR1913+16做了持續觀測，觀測結果精確地按廣義相對論所預測的那樣：周期變化率為每年減少76.5微秒，半長軸每年縮短3.5米。廣義相對論甚至還可以預言這個雙星系統將在3億年后合并。這是人類第一次得到引力波存在的間接證據，是對廣義相對論引力理論的一項重要驗證。泰勒和赫爾斯因此榮獲1993年諾貝爾物理學獎。到目前為止，類似的雙中子星系統只已經發現了將近10個。但是此次發布會中的雙黑洞系統卻從來沒被發現過，是首次。
在實驗方面，第一個對直接探測引力波作偉大嘗試的人是韋伯(Joseph Weber)。早在上個世紀50年代，他第一個充滿遠見地認識到，探測引力波并不是沒有可能。從1957年到1959年，韋伯全身心投入在引力波探測方案的設計中。最終，韋伯選擇了一根長2米，直徑0.5米，重約1噸的圓柱形鋁棒，其側面指向引力波到來的方向。該類型探測器，被業內稱為共振棒探測器：當引力波到來時，會交錯擠壓和拉伸鋁棒兩端，當引力波頻率和鋁棒設計頻率一致時，鋁棒會發生共振。貼在鋁棒表面的晶片會產生相應的電壓信號。共振棒探測器有很明顯的局限性，比如它的共振頻率是確定的，雖然我們可以通過改變共振棒的長度來調整共振頻率。但是對于同一個探測器，只能探測其對應頻率的引力波信號，如果引力波信號的頻率不一致，那該探測器就無能為力。此外，共振棒探測器還有一個嚴重的局限性：引力波會產生時空畸變，探測器做的越長，引力波在該長度上的作用產生的變化量越大。韋伯的共振幫探測器只有2米，強度為1E-21的引力波在這個長度上的應變量(2E-21米)實在太小，對上世紀五六十年代的物理學家來說，探測如此之小的長度變化是幾乎不可能的。雖然共振棒探測器沒能最后找到引力波，但是韋伯開創了引力波實驗科學的先河，在他之后，很多年輕且富有才華的物理學家投身于引力波實驗科學中。
在韋伯設計建造共振棒的同時期，有部分物理學家認識到了共振棒的局限性，然后就有了前面提到的有基于邁克爾遜干涉儀原理的引力波激光干涉儀探測方案。它是由麻省理工學院的韋斯(Rainer Weiss)以及馬里布休斯實驗室的佛瓦德(Robert Forward)在70年代建成。到了70年代后期，這些干涉儀已經成為共振棒探測器的重要替代者。激光干涉儀對于共振棒的優勢顯而易見：首先，激光干涉儀可以探測一定頻率范圍的引力波信號;其次，激光干涉儀的臂長可以做的很長，比如地面引力波干涉儀的臂長一般在千米的量級，遠遠超過共振棒。
除過我們剛剛提到的aLIGO, 還有眾多的其他引力波天文臺。位于意大利比薩附近，臂長為 3千米的VIRGO;德國漢諾威臂長為600米的GEO;日本東京國家天文臺臂長為300米的TAMA300。這些探測器曾在2002年至2011年期間共同進行觀測，但并未探測到引力波。所以之后這些探測器就進行了重大升級，兩個高新LIGO(升級版的LIGO)探測器于2015年開始作為靈敏度大幅提升的高新探測器網絡中的先行者進行觀測，而高新VIRGO(升級后的VIRGO)也將于2016年年底開始運行。日本的項目TAMA300進行了全面升級，將臂長增加到了3公里，改名為叫KAGRA，預計2018年運行。
因為在地面上很容易受到干擾，所以物理學家們也在向太空進軍。歐洲的空間引力波項目eLISA(演化激光干涉空間天線)。eLISA將由三個相同的探測器構成為一個邊長為五百萬公里的等邊三角形，同樣使用激光干涉法來探測引力波。此項目已經歐洲空間局通過批準，正式立項，目前處于設計階段，計劃于2034年發射運行。作為先導項目，兩顆測試衛星已經于2015年12月3日發射成功，目前正在調試之中。中國的科研人員，在積極參與目前的國際合作之外之外，也在籌建自己的引力波探測項目。
宇宙引力波源
(1)旋進(In-spiral)或者合并的致密星雙星系統。比如中子星或者黑洞的雙星系統。非常類似于發布會當中的系統。
(2)快速旋轉的致密天體。這類天體會通過周期性的引力波輻射損失掉角動量，它的信號的強度會隨著非對稱的程度增加而增加。可能的候選體包括非對稱的中子星之類的。
(3)隨機的引力波背景。非常類似于我們通常熟知的宇宙背景輻射，這一類背景引力波，也通常叫做原初引力波，它是早期宇宙暴漲是的遺跡。2014年由加州理工、哈佛大學等幾個大學的研究人員所組成的BICEP2團隊曾宣稱利用南極望遠鏡找到了原初引力波，但是后來證實為銀河系塵埃影響的結果。原初引力波的探測將是對暴脹宇宙模型的直接驗證，對于它的探測依舊在努力尋找之中。
(4)超新星或者伽馬射線暴爆發。恒星爆發時非對稱性動力學性質也會產生引力波。而直接探測到來自于這些天體的引力波，將是提供對這些天體最直接而且最內部的信息。
以上的天體都能夠產生地面探測器所探測到的引力波信號(頻率大約幾到幾百赫茲)。還有一類天體，也能夠產生比較較強的引力波，只是產生的頻率比較低而已(頻率在0.01赫茲以下)。
(5)超大質量黑洞。在星系的中心，我們知道會有一個超大質量黑洞的存在。星系在演化的過程當中，會彼此合并，所以在某些星系中間，會有兩個黑洞。非常類似于LIGO所探測到的雙恒星級黑洞，這兩個雙黑洞在繞轉和最終的合并的之時，也會產生很強的引力波。這種引力波可以利用空間探測器來探測。
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