引力波來了

在 20 世紀 80 年代中期，伯納德·舒茨 (Bernard Schutz) 提出了天文學最古老的問題之一的新解決方案：如何測量地球到宇宙中其他物體的距離。 幾代人以來，研究人員一直依靠物體的亮度作為其距離的粗略衡量標準。 但這種方法帶來了無盡的複雜性。 例如，昏暗的近距離恆星可以偽裝成更遙遠的明亮恆星。 威爾士卡迪夫大學的物理學家舒茨意識到，引力波可以提供答案。 如果探測器能夠測量來自相互作用的遙遠物體對的時空漣漪，科學家們將掌握計算訊號最初強度所需的所有資訊——從而瞭解波浪必須傳播多遠才能到達地球。 因此，他預測，引力波可以成為宇宙膨脹速度的明確標誌。

他的想法很巧妙，但不切實際：當時沒有人能夠探測到引力波。 但在 2017 年 8 月，當兩個中子星之間 1.3 億年前的併合產生的震動穿過地球上的引力波探測器時，舒茨終於有機會檢驗這個概念。 幸運的是，該事件發生在相對較近的星系中，產生了比舒茨夢寐以求的更清晰的初步測量結果。 憑藉這一個資料點，舒茨能夠證明他的技術可以成為最可靠的距離測量方法之一。 “這令人難以置信，”他說。 “但事實就在那裡。”

更多像那樣的合併可以幫助研究人員解決關於宇宙當前膨脹速度的持續爭論。 但宇宙學只是未來幾年可能透過引力波探測取得重大進展的學科之一。 憑藉已經取得的一系列可觀的發現，引力波科學家們列出了一長串他們期望更多資料帶來的成果清單，包括深入瞭解宇宙黑洞的起源、關於中子星內部極端條件的線索、宇宙如何將自身構建成星系的編年史，以及迄今為止對愛因斯坦廣義相對論的最嚴格的檢驗。 引力波甚至可能提供一個視窗，讓我們瞭解宇宙大爆炸後最初幾毫秒內發生的事情。

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研究人員在美國雷射干涉引力波天文臺 (LIGO)、義大利比薩附近的室女座天文臺和日本一個類似的探測器的幫助下，開始著手解決這份清單上的問題，該探測器於 2020 年底開始進行觀測。 他們將從空間干涉儀和仍在設計中的地面干涉儀中獲得額外的推動力，以及其他可能很快開始產生其自身首次引力波探測的方法。

像許多科學家一樣，舒茨希望最好的發現將是理論家甚至沒有夢想過的發現。 “任何時候你開始觀察如此全新的事物，總是有可能看到你意想不到的東西。”

旋轉的線索

對於一個僅僅五年多歷史的研究領域來說，引力波天文學已經取得了驚人的發現速度，甚至超過了最樂觀的預期。 除了 2017 年發現的中子星合併外，自 2015 年以來，LIGO 和室女座天文臺還記錄了 48 對黑洞合併成更大黑洞的事件 [參見“製造波浪”]。 這些發現是迄今為止最直接的證據，證明黑洞真實存在，並且具有廣義相對論預測的特性。 它們還首次揭示了相互繞軌執行的黑洞對。

研究人員現在希望找出這種配對是如何形成的。 每對中的單個黑洞應該是在大質量恆星耗盡核心燃料並坍縮時形成的，釋放出超新星爆發，並留下質量範圍從幾個到幾十個太陽質量的黑洞。

關於這種黑洞如何相互環繞，有兩種主要的設想。 它們可能最初是相互軌道執行的大質量恆星，即使在每顆恆星都變成超新星之後仍然在一起。 或者，黑洞可能獨立形成，但後來被與其他物體的頻繁引力相互作用驅動到一起——這種情況可能發生在密集的星團中心。

無論哪種方式，物體的能量都以引力波的形式逐漸分散，這個過程將這對物體拉入越來越緊密和快速的螺旋軌道，最終融合成為一個更大的黑洞。 澳大利亞墨爾本莫納什大學的理論天體物理學家伊利亞·曼德爾 (Ilya Mandel) 表示，為了讓 LIGO 和室女座天文臺看到這樣的星對合並，典型的黑洞需要以小於地球和太陽之間距離四分之一的距離開始它們的相互軌道。 曼德爾說：“如果你從兩個黑洞相距更遠的地方開始，它們合併的時間將超過宇宙的年齡。”

迄今為止發現的黑洞合併不足以確定哪種形成方案占主導地位。 但在對前三次探測的分析中，包括曼德爾和石溪大學理論天體物理學家兼 LIGO 成員威爾·M·法爾 (Will M. Farr) 在內的一個小組認為，再進行五次觀測就可以為其中一種方案提供實質性證據。 這將涉及仔細檢查引力波，以尋找關於黑洞如何旋轉的線索：獨立形成後配對的黑洞應該具有隨機定向的自旋，而具有共同起源的黑洞應該具有彼此平行且大致垂直於其軌道平面的自旋軸。

進一步的觀測為了解關於黑洞形成和恆星演化的一些基本問題提供了見解。 西北大學 LIGO 天體物理學家維姬·卡洛格拉 (Vicky Kalogera) 說，收集大量的質量測量值應該會揭示間隙——很少或沒有黑洞存在的範圍。 她特別指出，“在低質量端應該很少有黑洞”，因為相對較小的超新星傾向於留下中子星而不是黑洞作為殘骸。 在高階——大約是太陽質量的 50 倍——研究人員預計會看到另一個截止點。 在非常大的恆星中，核心的壓力被認為最終會產生反物質，導致爆炸非常劇烈，以至於恆星完全瓦解，不留下任何殘骸。 這些被稱為對不穩定超新星的事件已被理論化，但到目前為止，還沒有足夠的觀測證據來支援它們。

然而，從那時起，LIGO 和室女座天文臺的團隊已經探測到似乎違反了理論家預期的系統，無論是在光譜的輕端還是重端。 他們在 2019 年 5 月 21 日發現的一個事件涉及一個估計為 85 個太陽質量的黑洞，正好在對不穩定超新星應該使這種殘骸不可能存在的範圍內。 而在 8 月 14 日，他們探測到一個黑洞吞噬了一個重達 2.6 個太陽質量的物體，這通常被認為對於中子星來說太重了，但對於典型的黑洞來說又太輕了。

麻省理工學院物理學榮譽教授、LIGO 的首席設計師萊納·魏斯 (Rainer Weiss) 說，最終，黑洞探測將以星系巡天的形式描繪出宇宙的地圖。 一旦數量積累起來，“我們實際上可以開始在黑洞中看到整個宇宙，”他說。 “天體物理學的每個部分都將從中獲得一些東西。”

為了加速這些觀測，LIGO 和室女座天文臺計劃提高其靈敏度，這將不僅揭示更多事件，還將揭示有關每次合併的更多細節。 除其他外，物理學家渴望看到後合併黑洞在穩定成球形時發出的詳細“鈴音”波——這種觀測可能會揭示廣義相對論的裂縫。

擁有更多分佈在全球各地的天文臺也將至關重要。 日本地下深處的探測器 KAGRA 最近上線。 它的位置——特別是它相對於入射波的方向——將補充 LIGO 和室女座天文臺，並使研究人員能夠確定引力波的偏振，其中編碼了關於軌道平面方向和螺旋物體自旋的資訊。 印度計劃建造另一個天文臺，部分使用 LIGO 的備用元件製造。

更大量的發現可能來自觀測中子星合併。 首次此類探測，稱為 GW170817，於 2017 年 8 月被觀測到，幾乎可以肯定是天文學史上研究最深入的事件。 它一舉解決了許多長期存在的謎團，包括宇宙中黃金和其他重元素的起源，以及一些伽馬射線暴的原因。

進一步的觀測可能使科學家能夠探索這些物體的內部。 中子星被認為與物質的密度一樣大，可能不會坍縮成黑洞，但究竟有多大密度，任何人都無法猜測。 沒有實驗室實驗可以研究這些條件，並且關於那裡發生的事情有數十種提議。 一些理論預測，夸克——構成質子和中子的亞原子成分——應該彼此分離並四處遊蕩，可能處於超導、超流體狀態。 其他理論則認為，更重的“奇異”夸克形成併成為中子的奇異表親的一部分。

確定中子星半徑可能允許物理學家評估這些理論，因為它們預測了不同的“狀態方程”——將物質的壓力、溫度和密度聯絡起來的公式。 這些方程決定了物質可以在多大程度上被壓縮，從而決定了對於給定的質量，中子星會有多寬或多窄，以及此類恆星可以變得多大。

2017 年 8 月的 100 秒訊號最終變得太高，LIGO 和室女座天文臺無法探測到，這阻止了天文臺看到兩顆中子星的最後時刻，那時它們應該會以揭示其大小和硬度或抗壓縮能力的方式相互變形。 儘管如此，賓夕法尼亞州立大學的 LIGO 理論物理學家班加羅爾·S·薩蒂亞普拉卡什 (Bangalore S. Sathyaprakash) 表示，從那一次事件中，“我們可以排除允許中子星尺寸大於半徑 15 公里的狀態方程”——這個數字與其他測量結果一致，並且有利於“較軟”物質。

未來的探測和探測器將提供更多細節。 薩蒂亞普拉卡什說，愛因斯坦望遠鏡是歐洲一個團隊夢寐以求的下一代天文臺，可以將物理學家帶到遠遠超出上限的水平。 他說：“我們希望能夠將半徑精確到 100 米的水平”——考慮到這些物體距離我們數百萬光年，這將是一個驚人的精度。

警笛般的呼喚

類似於 GW170817 的訊號，透過引力波和光線觀測到，可能對宇宙學產生重大影響。 舒茨在 1985 年計算出，來自螺旋物體的波的頻率或音調，以及該音調增加的速率，揭示了關於物體總質量的資訊。 這決定了它們的波在源頭的強度。 透過測量到達地球的波的強度——干涉儀實際接收到的訊號的振幅——可以估計波浪從源頭傳播的距離。 在所有其他條件相同的情況下，例如，距離是兩倍的源將產生強度為一半的訊號。 這種型別的訊號被稱為標準警笛，是對宇宙學中常用的一種測量距離的方法的致敬：被稱為標準燭光的恆星具有眾所周知的亮度，這使研究人員能夠計算出它們與地球的距離。

透過將 GW170817 的距離測量與估計該區域星系遠離地球的速度相結合，舒茨和他的合作者對哈勃常數——宇宙當前的膨脹率——進行了新的、完全獨立的估計。 芝加哥大學天文學家溫迪·L·弗裡德曼 (Wendy L. Freedman) 說，LIGO、室女座天文臺和 2017 年 10 月釋出的約 70 個其他天文團隊釋出的一系列論文中的結果，“開啟了宇宙學和天體物理學的新時代”，她使用歷史悠久但不太直接的技術對哈勃常數進行了高度精確的測量。

作為該常數的直接和獨立測量，標準警笛可能有助於解決宇宙學家之間的分歧。 最先進的技術，經過近一個世紀的工作改進，從埃德溫·哈勃本人開始，現在給出的估計值相差幾個百分點。 這第一個標準警笛測量並沒有解決這種緊張關係：它預測的膨脹率介於該範圍的中間，並且由於它僅基於一次合併事件，因此具有較大的誤差範圍。 但在未來，研究人員預計標準警笛會將哈勃常數的誤差控制在 1% 以內。 到目前為止，標準燭光已經實現了 2% 到 3% 的精度。

藉助空間干涉儀（例如雷射干涉空間天線 (LISA)），標準警笛可能會成為更強大的工具，LISA 是歐洲航天局 (ESA) 領導的任務，計劃於 2030 年代發射。 LISA 旨在對地面天文臺無法探測到的低頻波敏感。 這將使其能夠訪問更多的大質量系統，這些系統會輻射更強的引力波。 原則上，LISA 可以接收來自整個宇宙的警笛，並在傳統望遠鏡的幫助下，不僅可以測量當前的宇宙膨脹率，還可以測量該膨脹率在各個時代是如何演變的。 因此，LISA 可以幫助解決宇宙學最大的難題：暗能量的性質，暗能量是推動宇宙加速膨脹的尚未確定的宇宙成分。

地面干涉儀探測到的事件是短暫且罕見的，而 LISA 預計一旦開啟就會聽到各種訊號，包括我們銀河系中無處不在的太陽大小恆星的殘骸——緊湊的雙星白矮星的持續合唱。 米蘭-比可卡大學的天體物理學家莫妮卡·科爾皮 (Monica Colpi) 說：“這就像我們生活在一個嘈雜的森林裡，我們必須挑選出個別鳥類的聲音，”她是一個委員會的成員，負責設定該任務的科學目標。

LISA 偶爾應該會看到像 LIGO 那樣的黑洞合併，但規模要宏大得多。 大多數星系都被認為擁有一箇中央超大質量黑洞，其質量為數百萬甚至數十億個太陽質量。 在數十億年的尺度上，星系可能會合並多次； 最終，它們的中央黑洞也可能合併。 這些事件對於單個星系來說並不頻繁，但由於可觀測宇宙中有數萬億個星系，因此至少每年應該在某個地方發生幾次可探測到的合併。 科學家們還在尋求一種單獨的方法來探測來自早期軌道階段的這些龐然大物的引力波。 他們使用射電望遠鏡監測銀河系內的脈衝星，並尋找由引力波穿過星系引起的訊號微小變化。 今天，在澳大利亞、歐洲和北美有三個“脈衝星計時陣列”，第四個正在中國形成。

由於 LISA 計劃的靈敏度以及螺旋超大質量黑洞產生的強大訊號，該天文臺應該能夠在超大質量黑洞對合並前幾個月接收到引力波，並以足夠的細節看到合併，從而高精度地檢驗廣義相對論。 經過多年的執行，LISA 可以積累足夠多的遙遠事件，供研究人員重建宇宙歷史中星系的層次形成——小的星系是如何合併形成越來越大的星系的。

魏斯說，在地面上，物理學家也開始了一些“宏偉的新事業”。 一個美國團隊設想了一個宇宙探測器，其探測臂長達 40 公里——是 LIGO 的 10 倍——它將對來自更遠地方的事件的訊號敏感，可能遍及整個可觀測宇宙。

歐洲愛因斯坦望遠鏡的概念要求一個探測器，其 10 公里長的探測臂呈等邊三角形排列，並放置在地下約 100 米的隧道中。 那裡安靜的條件可能有助於將天文臺的探測範圍擴大到當前機器可探測頻率的十分之一。 這可能使科學家能夠找到超出對不穩定超新星認為禁止範圍的黑洞； 在足夠高的質量下，恆星應該具有不同的坍縮機制，並且能夠形成 100 個太陽質量或更大的黑洞。

如果科學家們足夠幸運，引力波甚至可能讓他們能夠接觸到大爆炸本身的物理學，在其他任何手段都無法觀測到的時代。 在宇宙的最初瞬間，兩種基本力——電磁力和弱核力——是無法區分的。 當這些力分離時，它們可能會產生引力波，而今天，這些引力波可能會以 LISA 可探測到的“隨機嘶嘶聲”的形式出現，舒茨說。 這種假設的訊號與來自更早期的更長波長的訊號不同，後者可能出現在宇宙最古老的可見輻射中：宇宙微波背景輻射。 2014 年，一個團隊報告說，他們使用南極的 BICEP2 望遠鏡觀察到了這種效應，但研究人員後來承認對該解釋存在問題。

魏斯願望清單上的下一個重大發現是來自坍縮恆星的訊號——天文學家也可能將其觀察為一種超新星。 但他對未來可能出現的東西抱有很高的期望。 魏斯說：“如果我們沒有看到我們沒有想到的東西，我會感到失望。”