引力波天文学

重力波天文學（英語：Gravitational-wave astronomy）是觀測天文學20世紀中葉以來逐漸興起的一個新興分支，其發展基礎是廣義相對論中重力的輻射理論在各類相對論性天體系統研究中的應用。傳統天文學主要是使用電磁波來觀測各種天體系統，而重力波天文學則是通過重力波來觀測發出重力輻射的天體系統。由於萬有引力交互作用和電磁交互作用相比強度十分微弱，重力波的直接觀測需要利用到當今最高端科技。
阿爾伯特·愛因斯坦於1915年發表廣義相對論，隔年他又在理論上預言重力波的存在。然而，在之後一世紀時間，重力波都未能在實驗上直接被檢測到。間接的觀測最早是1974年普林斯頓大學的拉塞爾·赫爾斯和約瑟夫·泰勒發現的脈衝雙星，PSR 1913+16，其軌道的演化遵守重力波理論的預測，兩人因此榮獲1993年諾貝爾物理學獎。隨後，又觀測到很多其它脈衝雙星，它們的軌道的演化都符合重力波理論的預測。
2016年2月11日，LIGO科學團隊與處女座干涉儀團隊於華盛頓舉行的一場記者會上宣布人類對於重力波的首個直接探測結果。所探測到的重力波來源於雙黑洞併合。兩個黑洞分別估計為29及36倍太陽質量，這次探測為物理學家史上首次由地面直接成功探測重力波。同年6月15日，LIGO團隊宣布，第二次直接探測到重力波。所探測到的重力波也來源於雙黑洞併合。兩個黑洞分別估計為14.2及7.8倍太陽質量，之後，又陸續確認探測到多次重力波事件。巴里·巴里什，萊納·魏斯及基普·索恩因領導此項工作而榮獲2017年諾貝爾物理學獎。

概述

廣義相對論預言下的重力波來自於宇宙間帶有強重力場的天文學或宇宙學波源，近半個世紀以來的天體物理學研究表明，重力輻射在天體系統中出現的場合非常豐富。這些可期待的波源包括銀河系內的雙星系統（白矮星、中子星或黑洞等緻密星體組成的雙星）、河外星系內的超大質量黑洞的併合、脈衝星的自轉、超新星的重力塌縮、大爆炸留下的背景輻射等等。重力波的觀測意義不僅在於對廣義相對論的直接驗證，更在於它能夠提供一個觀測宇宙的新途徑，就像觀測天文學從可見光天文學擴展到全波段天文學那樣極大擴展人類的視野。傳統的觀測天文學完全依靠對電磁輻射的探測，而重力波天文學的出現則標誌著觀測手段已經開始超越電磁交互作用的範疇，重力波觀測將揭示關於恆星、星系以及宇宙更多前所未知的資訊。
天文學者可以兼用電磁輻射、微中子、重力波來做天文觀察，就好像同時使用視覺、聽覺、味覺來品嘗食物一般，這門學術領域被稱為多信使天文學。

當代重力波天體物理學

重力輻射在很多已知的天體系統的動力學中都起到了很顯著的影響。這裡列舉了幾個重力輻射在某些天體系統中的著名應用，某些應用如脈衝雙星PSR1913+16是重力波間接觀測的典型實例，但更多的應用還只是理論上的解釋。

激變變星

最早的天體系統中的重力輻射效應解釋是由加利福尼亞大學聖塔克魯茲分校的約翰·福柯納（John Faulkner）首先提出的，他的模型是一個激變雙星系統。這類系統一般都包含有新星，存在著白矮星從其伴星（在福柯納的模型中是一顆紅矮星）吸積物質的過程。與中子星的吸積過程中氫元素很快轉變為重元素不同，白矮星吸積過程中的氫元素會不斷積累最後導致鏈式核反應，從而形成系統對外可見的突發輻射，因此系統被命名為激變變星。
福柯納計算了一個同時滿足質量和角動量守恆的圓軌道激變變星模型。從簡單的牛頓動力學就可以推導出在吸積過程中，如果質量從較大質量恆星向較小質量恆星轉移，系統的軌道會收縮，相反方向的轉移則會造成軌道擴張。存在有白矮星吸積的變星系統中，隨著質量向較小質量恆星的轉移，兩顆恆星的距離逐漸被拉近，其結果會進一步使吸積速率越來越快；直到兩顆恆星質量通過吸積達到相等狀態後，吸積過程成為了較小質量恆星向新的大質量恆星的質量轉移，這將導致系統的軌道擴張和兩顆恆星距離拉開。在這種情形下，吸積的速率本該逐漸降低，但實際觀測到的是吸積速率保持基本恆定。福柯納指出軌道運動輻射出的重力波會攜帶一部分角動量，從而使兩顆恆星的距離保持接近的趨勢，即軌道擴張和重力輻射兩種效應整體上共同決定了吸積速率保持恆定。福柯納運用四極矩公式與簡單牛頓軌道動力學來計算激變變星的重力輻射效應，其結果和實驗觀測相當符合。

脈衝雙星PSR 1913+16

軌道系統的重力輻射效應中，最著名的例子之一是1975年普林斯頓大學的赫爾斯和泰勒發現的脈衝雙星，PSR 1913+16（也被稱作PSR B1913+16）。這一系統由兩顆圍繞著它們共同質心運轉的中子星所構成，是首個被發現的脈衝雙星。脈衝星是一個穩定的時鐘，這使得人們能夠運用非相對論的數據分析方法，從脈衝信號的抵達時間，推算出系統軌道的基本參量（如脈衝星軌道的半長軸的投影、偏心率、軌道週期等），而從廣義相對論導致的抵達時間變化能夠推算出與相對論效應有關的參量（如近星點的進動角速率、重力紅移等），從這些參量可以進一步推算出雙星系統的傾斜度、質量等（得到的兩顆恆星質量都在1.4倍太陽質量左右）。
重力輻射導致的系統動能損失表現為雙星軌道的衰減，進一步表現為軌道運動週期的逐漸降低，理論計算得到的每秒鐘內的週期變化為秒。這一理論預言和實驗觀測結果符合得相當好，而實驗觀測誤差則低於1%。這是迄今為止，人類在重力輻射領域對愛因斯坦方程式正確性的驗證中，這個實驗是精確度最高的。

CFS不穩定性和r模式不穩定性

1971年，應用四極矩公式，印度物理學家錢德拉塞卡計算自轉星體的簡正模式振動的本徵頻率的修正，他很驚訝地發現，在某些模式下，重力輻射的耦合可能會導致星體的不穩定性。之後，威斯康星大學密爾沃基分校的約翰·弗里德曼（John Friedman）和卡迪夫大學的伯納德·舒爾茨的研究揭示，在牛頓力學中某特定模式下呈穩定狀態的星體在廣義相對論中會變得不穩定，這一改變有一個關鍵的表徵：模式的圖樣的速率，也就是說，圖樣的波峰繞著星體的旋轉軸做旋轉運動的角速度。如果旋轉中的星體是一個理想流體星體，並且波峰的旋轉方向與星體的旋轉方向相同，而波峰的角速度比星體慢，這模式會不穩定，這種不穩定性被稱為CFS不穩定性。
之後，馬里蘭大學的黎伊·林德布洛姆（Lee Lindblom）和史蒂芬·戴特維勒（Steven Detweiler）指出，對於非理想流體星體的案例，因星體粘性作用產生的不穩定性和因重力輻射造成的CFS不穩定性，兩者傾向於相互抵消，固此波長最常的模式會展示出最為強勁的不穩定性，這模式即為四極矩模式。然而，後來從使用完全相對論性模型來做研究得到的結果暗示，這穩定性論題應歸屬天文物理學的邊緣研究。
1997年華盛頓大學聖路易斯分校的尼爾斯·安德森（Nils Andersson）首先提出，自轉星體在另一類牛頓力學下的模式同樣地也會不穩定，這模式被稱作「羅斯比模式 」或「r模式」。這是 動量主導的模式，即重力輻射源自於質量流的四極矩，而非質量的四極矩。其後，安德森等人的諸多研究表明，這種重力輻射導致的不穩定性在高溫高速旋轉的星體中表現得非常強勁，而這類星體正是對應著處於r模式的高速自轉的年輕的中子星，其重力輻射的效應要強於星體本身的粘性，其結果就是不穩定性嚴重限制了中子星的自轉頻率。在這些中子星形成初期它們的自轉頻率都很高，伴隨著重力輻射損失大部分角動量，估計算在約一年的時間內其頻率可降至最大值的7.6%，溫度也可從設定的初始值降至。加州理工學院的林德布洛姆、班傑明·歐文（Benjamin Owen）和威斯康星大學密爾沃基分校的莎朗·莫辛克（Sharon Morsink）預計，隨著星體的逐漸冷卻至超流體的臨界溫度，中子星具有的超流動性會完全抑制了r模式的不穩定性，這些較老的中子星有可能通過吸積的途徑重新獲得角動量從而使自轉加快。這一理論的重要性在於，它或許能夠解釋為什麼所有已知的年輕的中子星，相對於較老的毫秒脈衝星，自轉速度較慢十倍左右，從而對中子星的早期演化有一個更全面深入的了解。

低質量X射線雙星

羅西探測器的觀測證明某一類特定的X射線源：低質量X射線雙星系統內存在具有相當窄頻自旋的中子星，它們的特性是，吸積的速度很快（每年可傳遞10⁻¹¹倍太陽質量），磁場比較微弱（小於10¹¹高斯）。這些中子星被認為能夠通過吸積獲得持續增長的角動量，從最初的低頻自旋逐漸變為高頻的毫秒脈衝星。從這個假設直接推導出的論述是，對這種類型的中子星進行觀測時會觀測到它們的頻率覆蓋了一個很寬的頻譜範圍。但事實並非如此，它們的自旋頻率都大於250赫茲但小於500赫茲，其中有很多都在240-360赫茲區域內。
對這一現象目前最合理的解釋是由拉爾斯·比爾德斯滕提出的，即重力輻射消耗了吸積得到的角動量，從而限制了自旋速率。他提出如下機制： 各向異性的吸積在中子星表殼形成了一個溫度梯度，從而導致在核心形成了處於定域平衡態的質量梯度，更導致形成密度梯度，然後通過星體的自旋使得發射出重力輻射。增加的角動量被重力輻射消耗殆盡，因此使中子星的自旋速度保持穩定。在這種機制下，中子星放射出的重力波的光度將和測量到的X射線的通量成正比，因為X射線的通量本身也和被重力輻射消耗的角動量增量成正比。如果這種機制是正確的，天蠍座的X射線源X-1將同時輻射可觀測的X射線和重力波，現今運作中的第一代干涉儀或許有可能探測到該重力波。

宇宙背景輻射

宇宙背景探測者（COBE）對宇宙微波背景輻射 在各向異性方面的最初觀測開啟了對早期宇宙研究的新窗口。而由美國國家航空暨太空總署發射的威爾金森微波各向異性探測器（WMAP）和由歐洲太空總署發射的普朗克探測器能夠顯著提高對這種小尺度的各向異性觀測的靈敏度。這些小尺度的各向異性有可能來自大爆炸留下的微波背景輻射，也有可能來自宇宙早期的質量密度微擾形成的重力背景輻射，因此原則上能夠為早期宇宙形成時留下的重力背景輻射的能量密度提供約束條件。
儘管這些探測器不能區分來自不同原因的各向異性，但目前為止這是對極低頻的重力背景輻射探測的唯一手段。這些重力波所攜帶的資訊將有助於理解早期星系形成以及利用各向異性測量宇宙學參數。而現有的重力波探測器原則上也能夠測量重力波的背景輻射，但即使它們的靈敏度達到了能夠測量的程度，它們的測量也僅限於較短波長的範圍內，因為受干涉臂長的限制，重力波探測器無法對太長波長的重力波進行測量。

重力波探測器

重力波探測器的研究對象為第1條和第4條，主要研究重力波探測器的設計和構造原理，雜訊分析以及探測器對重力波的響應。重力波探測器一般分為共振質量探測器與電磁波束探測器兩類。由於共振質量探測器的靈敏度欠佳，現在探測重力波主要是使用的是電磁波束探測器，其使用電磁波束來測量重力波所產生的效應，從而尋找重力波的蛛絲馬跡。電磁波束探測器有很多種系統，主要的地面鐳射干涉儀有LIGO與VIRGO等等，LISA是正在籌劃與興建中的空間鐳射干涉儀，除了干涉儀以外，太空飛行器測距與脈衝星計時也是很好的方法。在這些電磁波束探測器中，物理學者認為，干涉儀的靈敏度最高，它們最有可能探測到重力波。干涉儀有兩個優點，第一是靈敏度可以大幅度改善，應該沒有甚麼基本因素給出限制，第二是它可以操作的頻帶很寬廣，不像韋伯棒只能探測共振頻率附近的重力波。
現今一般的鐳射干涉儀的基本構造是一個干涉測量系統，在探測器的設計中需要考慮如何正確測量到干涉信號，以及如何測量到有用的重力波信號。重力波探測器是否能夠達到探測各種重力波源的要求，探測器的靈敏度是決定因素。探測器的靈敏度應該相當於或優於可觀測的重力輻射，地面重力探測器的靈敏度通常為 h ≈ 10⁻²¹ 至 10⁻²²，但在實際應用中由於各種隨機雜訊的影響總是存在，這些雜訊是制約探測器靈敏度提升的主要原因。對於干涉儀而言，主要的燥聲源有震動噪聲、熱燥聲、散粒燥聲、量子燥聲、重力梯度燥聲。每一種重力波探測器都有其特定的頻域下的靈敏度曲線，靈敏度曲線是由特定頻域下的主導雜訊決定的，例如，地面重力探測器的頻帶大約為40 Hz 至 1kHz。在低頻帶，主要限制是震動燥聲；在中間頻帶，限制改為熱燥聲；在高頻帶，必須克服散粒燥聲。通常情況下，雜訊的數量級遠超過探測器的靈敏度要求，因此需要找到所有可能造成影響的雜訊源，並儘可能將這些雜訊降低至靈敏度的要求，否則真正的重力波信號就會淹沒在雜訊的海洋中無法識別。
如何降噪是重力波探測器設計製造的關鍵環節之一，在實際應用中探測器有各種降噪手段，包括被廣泛採用的自動控制的方法，通過反饋信號將參數穩定在規定的目標範圍內。例如對鐳射干涉空間天線（LISA）而言，主要的雜訊源來自探測器本身的鐳射頻率雜訊，LISA因此有其相應的鐳射頻率降噪技術，包括光學諧振腔相位調變的解調技術、時間延遲干涉測量術等。而重力波信號傳播到探測器時，由於受到地球自轉和公轉的都卜勒調製，頻率、振幅、相位等參數會發生改變；加上座標變換、探測器本身對重力波存在特定的響應模式（即天線樣式，Antenna Pattern）等因素，探測器得到的重力波信號和其在TT規範下的形式會很不相同，這也是重力波探測器的研究內容之一。