重力波 (相對論)

在廣義相對論裡，重力波是時空的漣漪。當投擲石頭到池塘裡時，會在池塘表面產生漣漪，從石頭入水的位置向外傳播。當帶質量物體呈加速度運動時，也會在時空產生漣漪，從帶質量物體位置向外傳播，這時空的漣漪就是重力波。由於廣義相對論限制了重力交互作用的傳播速度為光速，因此兩個宇宙物體間萬有引力的感應會產生重力波的現象，我們可以想像在平面上放置一顆重球移動後，造成平面的時空扭曲波擴散出去要一段時間，之後才會對遠方的另一顆球產生影響。相反地說，牛頓重力理論中的交互作用是以無限的速度傳播，所以在這一理論下並不存在重力波。
由於重力波與物質彼此之間的交互作用非常微弱，重力波很不容易被傳播途中的物質所改變，因此重力波是優良的資訊載子，能夠從宇宙遙遠的那一端真實地傳遞寶貴資訊過來給人類觀測。重力波天文學是觀測天文學的一門新興分支。重力波天文學利用重力波來對於劇烈天文事件所製成的重力波波源進行數據收集，如白矮星、中子星與黑洞一類的星體所組成的聯星。另外，超新星與大爆炸也是劇烈天文事件所製成的重力波波源。原則而言，天文學者可以利用重力波觀測到超新星的核心，或者大爆炸的最初幾分之一秒，利用電磁波無法觀測到這些重要天文事件。
阿爾伯特·愛因斯坦根據廣義相對論於1916年預言了重力波的存在。1974年，拉塞爾·赫爾斯和約瑟夫·泰勒發現赫爾斯－泰勒脈衝雙星。這雙星系統在互相公轉時，由於不斷發射重力波而失去能量，因此逐漸相互靠近，這現象為重力波的存在提供了首個間接證據。科學家也利用重力波探測器來觀測重力波現象，如簡稱LIGO的雷射干涉重力波天文台。2016年2月11日，LIGO科學團隊與處女座干涉儀團隊共同宣布，人類於2015年9月14日首次直接探測到重力波，其源自於雙黑洞合併。之後，又陸續多次探測到重力波事件，特別是於2017年8月17日首次探測到源自於雙中子星合併的重力波事件GW170817。除了LIGO以外，另外還有幾所重力波天文台正在建造。2017年，萊納·魏斯、巴里·巴利許與基普·索恩因成功探測到重力波，而獲得諾貝爾物理學獎。

概述

愛因斯坦廣義相對論所描述的重力，是時空曲率所產生的一種現象。質量可以導致這種曲率。當物質在時空中運動時，附近的曲率就會隨之改變。大質量物體運動時所產生的曲率變化會以光速像波一樣向外傳播。這一傳播現象就是重力波。
被生成後的重力波，幾乎無法被阻止；重力波甚至比微中子還難阻止。重力波傳播於空間時，只有在以下幾個狀況下，才會出現較為顯著的改變：重力波的波幅會隨著傳播距離的增加而減小，重力波的頻率會因為宇宙膨脹、重力交互作用或都卜勒效應而出現紅移。其它效應對於重力波波形的影響非常有限，例如，被星際介質或星系際介質吸收、散射、色散等（在宇宙初期，這些效應可能很重要）。重力波會在強勁重力場作用下被聚焦。重力波也會展示出繞射行為。
當重力波通過遠處的觀測者時，觀測者會發現時空被彎曲了。兩個自由物體之間的距離會有節奏地波動，頻率與重力波相同。然而，在這一過程中，這兩個自由物體並沒有受力，座標位置也沒有變化；改變的，是時空座標本身的距離。在觀測者處的重力波強度和與波源間的距離呈反比。根據預測，螺旋形靠近的中子雙星系統由於質量高、加速度高，因此在合併時會發射出強大的重力波。但是因為天文距離尺度之大，就算是最激烈的事件所產生的重力波，在到達地球後效應已變得極低，其應變的數量級低於10⁻²¹。為了探測到這種細微的變化，科學家不斷增加探測器的靈敏度。截至2012年，最為敏感的探測器位於LIGO和VIRGO天文台，靈敏度高達5×10⁻²²。這些天文台未能探測到重力波，這為這種重力波的頻率設下了上限。歐洲太空總署正在研發一座用來探測重力波的空間天文台，雷射干涉空間天線。
重力波能夠穿透電磁波所無法穿透的空間。科學家推測，重力波能夠幫助了解位於宇宙遠處的各種天體，例如黑洞。這類天體無法用光學望遠鏡和射電望遠鏡等傳統方式觀測。宇宙學家還能夠利用重力波來觀測宇宙最早期狀態。傳統的天文學方法無法用來直接觀測早期宇宙，因為在復合之前，宇宙無法被電磁波所穿透。對重力波更精確的測量還能進一步驗證廣義相對論。
重力波理論上可以取任何頻率，但極低頻率幾乎無法探測，而極高頻率也沒有可觀測的已知波源。史蒂芬·霍金和維爾納·伊斯雷爾（Werner Israel）預測，可以被探測到的重力波頻率在10⁻⁷ Hz和10¹¹ Hz之間。

歷史

1905年，昂利·龐加萊最先建議，就如同加速度中的電荷會生成電磁波一般，加速度中的質量也會生成重力波。當阿爾伯特·愛因斯坦於1915年發表了廣義相對論之後，他也曾試圖利用廣義相對理論來推導出類似龐加萊的點子，然而，重力交互作用與電磁交互作用不同，大自然不存在像負電荷一般的負質量，他並未獲得突破。愛因斯坦不畏困難，幾個月以後，他又重新聚焦於這問題，通過一些近似與假設，以及採用另一種座標系統，他終於找到了解答。在1916年論文《重力場方程組的近似積分》裡，他闡明怎樣使用廣義相對論來推導出重力波，他並且給出三種不同的重力波，赫爾曼·外爾稱它們為「縱縱波」、「縱橫波」與「橫橫波」。
愛因斯坦所使用的近似與假設引起一些學者嚴厲批評，甚至連愛因斯坦自己也對推導出的結果缺乏信心。1922年，亞瑟·愛丁頓理論證實，在愛因斯坦的三種重力波中，有兩種能夠以任意速度傳播，因為在數學推導時所採用的座標系統主導了傳播的速度，所以這些理論上的重力波並不是真正的波動，而是數學加工給出的成品，在現實中不存在。愛丁頓詼諧地稱它們以「思想的速度」傳播。人們也開始質疑，唯一剩下的橫橫波是否具有物理意義？對於這論題，數學造詣深厚的愛丁頓證實，不論採用哪種座標系統，橫橫波都是以光速傳播。
1936年，愛因斯坦與納森·羅森向《物理評論》提交了一篇論文《重力波存在嗎？》，他們在這篇論文裡聲稱，重力波不存在，因為每一種相關解答都會出現奇異點。《物理評論》的主編將原稿交給霍華德·羅伯遜評鑑。仔細研讀後，羅伯遜發現，原稿提到的這些奇異點都是無害的座標奇異點。主編於是將這問題告知愛因斯坦。然而，愛因斯坦不清楚「同儕評鑑」的概念，他認為，沒有獲得授權，主編不應該將尚未發表的原稿交給其他專家閱讀，因此，他很生氣地撤回原稿，從此再也不在《物理評論》發表論文。不多久，他的新助理利奧波德·英費爾德與羅伯遜結交，兩人共同確認了論文的錯誤之處。英費爾德又成功地勸服愛因斯坦承認論文有瑕疵，需要修改，重寫後的論文改名為《論重力波》，後來轉發表在《富蘭克林會社期刊》。
為了證實重力波存在，必須探測到它產生的效應。可是，在那時期，物理學者在做相對論研究時，選擇座標系統通常是以數學運算便利為前提，而不是以實驗觀測便利為前提。1956年，英國理論物理學者菲立克斯·皮拉尼，在論文《論黎曼張量的物理意義》裡，給出一套數學形式論，其以可供觀察的黎曼曲率張量來表達重力波的，這非常實用的方法能夠迴避因座標系統產生的難題，並且展示出，粒子會在重力波通過時的來回震盪。
皮拉尼的論文並沒有立刻獲得重視，因為物理學者那時正專注於另一個重要問題：重力波是否傳輸能量？在一般物理學裡，假若系統不隨時間的流易而改變，則能量守恆。可是在廣義相對論裡，時間是座標系統的一部分，通常與位置有關，因此全域而言，能量不守恆。然而，彎曲的時空可以被近似為局域平坦，因此局域而言，能量守恆。在1950年代，這是一個極具爭議性的論題。在北卡羅來納大學教堂山分校舉辦的「第一次廣義相對論大會」裡，理查·費曼提出一個思想實驗，知名為黏串珠論點，其表明，假設在一根棍子上掛著兩粒自由滑動的珠子，而這根棍子垂直於重力波的傳播方向，則重力波會使得串珠沿著棍子震盪，串珠與棍子會因接觸摩擦而產生熱能，這意味著重力波在做機械功，因此重力波會傳輸能量。而且另一方面，發出重力波會需要能量。
教堂山會議之後，約瑟·韋伯設計與建成第一個重力波探測器，知名為韋伯棒。1969年，他聲稱，首度探測到重力波的信號。隔年，他表示，經常探測到重力波的信號，其似乎源自於從銀河系中心。然而，這麼多被探測到的信號意味著銀河系因為發射重力波正在快速地失去質量，假若這推論屬實，則銀河系老早以前應該就已消散了。一些學者因此對於韋伯得到的實驗結果持懷疑態度。到了70年代中期，很多其他實驗團隊也建成了它們自己擁有的韋伯棒，但是它們都無法複製韋伯的實驗結果。很快地，除了韋伯以外，韋伯的實驗結果被公認為謬誤百出、難以置信。
大約在同時期，拉塞爾·赫爾斯和約瑟夫·泰勒找到了首個證實重力波存在的間接證據。1974年，它們發現赫爾斯－泰勒脈衝雙星。1979年，更多分析結果表明，這雙星系統在公轉時，由於不斷發射重力波而失去能量，因此彼此距離逐漸靠近。兩位物理學者於1993年獲得諾貝爾物理學獎。
俄國物理學者麥可·葛特森希坦與弗拉基斯拉夫·普斯投沃特於1962年，首先發表論文表述使用干涉儀來探測重力波的方法。幾年後，約瑟·韋伯與萊納·魏斯分別獨立地發表類似點子。1971年，在休斯研究實驗室工作的羅伯特·弗爾沃德首先製成臂長8.5m的重力波干涉儀雛型，經過150小時的觀測以後，弗爾沃德報告，並未觀測到重力波。
在美國國家科學基金會催促下，加州理工學院與麻省理工學院於1984年簽署了一份合約，同意合作設計與建造雷射干涉重力波天文台（LIGO），並且由基普·索恩、朗納·德瑞福 與萊納·魏斯組織一個指導委員會共同主持這計畫。1990年，LIGO計畫獲得批准，在路易斯安那州的利文斯頓與在華盛頓州的漢福德分別建造相同的探測器，這是為了刪除缺乏關聯的信號。1994年開始動工， 1999年完工。2002年正式第一次探測重力波，2010年結束蒐集數據。在這段時間內，並未探測到重力波，但獲得了很多寶貴經驗。在2010年與2014年之間LIGO被重新設計與重新建造，改善靈敏度超過10倍以上，升級後被稱為「先進LIGO」，於2015年再次開啟運作。
經過多年不懈努力，2016年2月11日，LIGO科學團隊與VIRGO團隊共同宣布，已於2015年9月14日探測到重力波，其源自於離地球410 megaparsec（13億光年）之遠的由兩個質量分別為36+5
−4倍太陽質量和29+4
−4倍太陽質量的黑洞合併，最終形成質量為62+4
−4倍太陽質量的黑洞。這事件稱為GW150914。 2015年12月26日，再次探測到重力波，這次稱為GW151226的事件是源自於離地球440 megaparsec（14億光年）之遠的由兩個質量分別為14.2+8.3
−3.7倍太陽質量、7.5+2.3
−2.3倍太陽質量的黑洞合併成為質量為20.8+6.1
−1.7倍太陽質量的黑洞。 2017年1月4日，第三次探測到重力波，波源離地球有880 megaparsec（29億光年）之遠，是由兩個質量分別為31.2+8.4
−6.0倍太陽質量、19.4+5.3
−5.9倍太陽質量的黑洞合併後，形成質量為48.7+5.7
−4.6倍太陽質量的黑洞。這事件稱為GW170104。
2017年8月14日，第四次探測到重力波，質量分別為太陽的30.5+5.7
−3.0 倍和25.3+2.8
−4.2 倍的兩個大型黑洞，在大約540+130
−210megaparsec（18+4
−7億光年）處合併為一。這次的重力波訊號，是LIGO的兩台重力波探測器和Virgo歐洲重力波探測器，共三台史上第一次同時偵測到。這事件稱為GW170814，類型是雙黑洞合併。新生產的旋轉黑洞大約是我們太陽質量的53.2+3.2
−2.5倍，這意味著大約2.7+0.4
−0.3個太陽質量在合併過程中被轉化為重力波能量。由於是三台同時偵測到，所以可以精確定位訊號在天空中的位置（60平方度）。
2017年8月17日，LIGO與VIRGO首次探測到，在距離地球僅僅1.3億光年之處，兩個中子星因合併而產生的重力波事件GW170817。LIGO與VIRGO的三台干涉儀能夠將訊號在天空中的區域精確定位至28平方度。在重力波被偵測到的1.7秒之後，費米伽瑪射線空間望遠鏡（Fermi）也偵測到短暫的伽瑪射線暴GRB170817A。約11小時之後，位於智利的斯伍普望遠鏡在重力波源區域發現到光學瞬變天文事件AT 2017gfo，其位於長蛇座的星系NGC 4993。學者認為，兩個中子星相互碰撞，首先產生重力波事件GW170817，然後再產生短暫伽瑪射線暴GRB170817A與千新星AT 2017gfo。重力波與電磁波的首次同時被觀測到，標誌著多信使天文學的新紀元已經來臨。

重力波源

重力波的產生，是因為非對稱的運動造成了四極矩隨時間變化。籠統的說法是，只要一個系統在運動時輪廓變化了，就能夠生成重力波。例如，一支鉛筆的旋轉會否產生重力波，要看其旋轉軸：沿著鉛筆則無，垂直於鉛筆則有。另一個簡單的例子是啞鈴的旋轉。如果啞鈴的兩端好像兩個天體互相公轉（即旋轉軸垂直於連接啞鈴兩端的把手），它就會產生重力波。如果啞鈴的兩端質量極高，就可以模擬中子星或黑洞雙星系統。非對稱系統的質量越高，運動速度越高，其散發的重力波就會越強 。
重力波的頻率取決於動態系統的特徵時間尺度。對於雙星系統，兩個天體相互公轉的頻率就是重力波的頻率。重力波源一般以頻帶分類。1至10 kHz的歸為高頻波源，來自於中子雙星、雙黑洞、超新星等等，這一頻率段在地基重力波探測器的偵測精度範圍以內。1 mHz至1 Hz的歸為低頻波源，來自於超大質量黑洞、矮雙星、白矮雙星等等，能用太空雷射干涉儀和太空載具都卜勒跟蹤方法來偵測。1 nHz至1 mHz的歸為甚低頻波源，來自於超大質量黑洞、宇宙弦尖點（cosmic string cusp）等等，這是脈衝星計時實驗所研究的頻帶。最後10⁻¹⁸至10⁻¹⁵ Hz的歸為極低頻波源，對應於宇宙微波背景中所能探測到的重力波特徵。

雙星系統

能夠輻射可觀測量級重力波的密近雙星系統包括白矮星、中子星和黑洞等緻密恆星組成的雙星系統，例如黑洞雙星、黑洞-中子星、雙中子星、雙白矮星等等。它們具有很大且隨時間變化的四極矩，對LIGO等地面探測器和太空探測船LISA而言都是重要的重力波源，也是至今唯一由間接觀測證實的重力波源（脈沖雙星系統PSR 1913+16）。從總體上看，雙星系統的重力輻射過程實際是一個雙星逐漸接近結合的過程，這一過程按順序分為旋近、合併、自轉減緩三相。
重力輻射會使在旋近態中的雙星損失動能，造成其軌道以很緩慢的速度發生衰減，兩顆恆星逐漸接近。換句話說，它們發生重力輻射的時間尺度遠大於其公轉週期，因此這一過程被認為是絕熱的，最常用的預測波形的方法是後牛頓近似方法。從重力波的頻率估算方法可知，雙星系統的輻射頻率與其自身密度的平方根成正比關係。地面探測器可探測的雙星包括中子星和恆星質量黑洞，LISA則負責探測白矮星等未知雙星和超大質量黑洞。
軌道運動輻射的能量會造成軌道的收縮，其結果是觀測到發射的重力波頻率隨時間增長，這種波叫做啁啾（chirp）信號。如果能夠觀測到啁啾的時間尺度，就可以推算出雙星的啁啾質量；進而可以從啁啾質量和觀測到的重力波振幅推算出雙星到地球的距離，這意味著將有可能進一步藉此測量哈伯常數和其他宇宙學常數。
隨著雙星系統的軌道衰減逐漸加快，絕熱近似不再適用，這樣雙星系統進入合併態：兩顆恆星接近後發生猛烈的接觸合併成一個黑洞，並有相當部分的質量以重力波的形式釋放（但也有很大一部分質量由於角動量守恆的制約無法離開黑洞視界，從而在黑洞附近形成吸積盤，一般說法認為這有可能會導致伽瑪射線暴的形成），這裡後牛頓近似方法不適用（參見恆星質量黑洞一節）；這個合併形成的黑洞隨後進入自轉減緩態，隨著重力輻射黑洞的自轉頻率逐漸降低，最後穩定成一個克爾黑洞。
本質上，雙中子星在宇宙中的數量相對稀少，在可觀測的範圍內它們的數量要少於中子星-白矮星組成的雙星系統，更少於宇宙中廣泛存在的低頻（10⁻⁵至10⁻¹ Hz）的雙白矮星系統。這些雙白矮星在數量上和壽命上都要遠大於像PSR B1913+16這樣處於軌道收縮態的雙中子星。這是由於大多數恆星都具有較小的質量，而大多數恆星又都是雙星。據估計，LISA有可能發現上千個這樣的雙白矮星系統，其發現機率遠大於地面探測器對雙中子星的探測期望。不過事實上，銀河系內太多的雙白矮星系統會形成頻率低於1毫赫茲的背景雜訊，這種背景雜訊叫做「迷惑雜訊」，它將高於LISA本身的儀器雜訊，但這些雜訊不會影響對較強的黑洞信號的探測。而河外星系的雙白矮星則由于振幅太低，儘管也能夠形成高至1赫茲頻率的背景雜訊，其程度仍然遠在LISA的儀器雜訊之下。

重力塌縮和伽瑪射線暴

中子星的形成來源於超新星的重力塌縮，超新星內核的塌縮速率可達每秒七萬千米。這種重力塌縮並不是高度對稱的，這一點已經在對超新星SN 1987A的觀測中得到證實。因此這種重力塌縮會產生一種持續時間很短且無週期性的重力波突發信號，並伴隨電子捕獲和微中子輸運的過程。但重力輻射的波形和振幅都很難從理論上預測，一般認為只能運用數值模擬的方法。這種突發信號的頻帶可能很寬，中心頻率在1千赫茲；或者有可能是在100赫茲到10千赫茲之間任意一個頻率的週期性啁啾信號。理論上估計，如果在室女座星系團之內發生超新星坍縮，而且其發射的能量要大於0.01倍太陽質量，那麼現在的地面探測器就有可能觀測到這類事件。但事實上到底有多大比例的能量以輻射的方式釋放出來仍然是一個未能解決的問題，現在一般認為輻射能量不會超過超新星總質量的10⁻⁶，當前的重力波探測器還沒有能力探測到河外星系內的超新星爆發。這類事件在銀河系內的發生機率大概有幾十年一次，根據計算，來自10千秒差距外重力塌縮的重力輻射振幅約為10⁻²⁰，持續時間為幾個毫秒。新一代地面探測器的靈敏度應該可以達到相應的水平。
伽瑪射線暴是短時間（幾毫秒至幾分鐘）內極高強度的伽瑪射線輻射突然爆發事件，按持續時間分為長短兩類。根據大多數觀測所得出的結論來看，伽瑪射線暴很可能是高速自轉的黑洞誕生時所產生的。果真如此的話，相對於重力塌縮來說，這種高速自轉的非對稱性結構會形成高度穩定的重力輻射，因而有可能在觀測到其電磁輻射爆發的同時探測到相應的重力輻射。不過這種事件應該並不多見，所以需要一個很廣的觀測距離（至少約3吉秒差距），以及相當比例的輻射能量。然而，2007年2月發生了一次來自仙女座星系方向的GRB 070201短伽瑪射線暴，而LIGO並沒有探測到重力輻射的存在。這可能是因為GRB 070201發生地點比仙女座星系更為遙遠，但也可能暗示伽瑪射線暴並非源於黑洞或中子星的形成過程，而是來自如磁星這樣帶有極強磁場的軟伽瑪射線復發源。

恆星質量黑洞

天文學家現在認識到宇宙中存在數量豐富的黑洞，根據質量可分為恆星質量黑洞和位於河外星系中心的超大質量黑洞。這兩類黑洞的質量非常不同，因此它們的重力輻射的機制和頻率存在很大差別：恆星質量黑洞一般具有10倍左右太陽質量，形成於紅巨星或超新星爆發時內部的重力塌縮；大質量和超大質量黑洞的質量則在10⁵至10¹⁰倍太陽質量範圍內，其形成機制至今還不十分清楚。黑洞雙星的自然頻率和其質量成反比。這表明恆星質量黑洞的重力波頻率在地面探測器的偵測範圍內，而超大質量黑洞的重力波只能用LISA這樣的太空探測船捕捉到。
恆星質量黑洞的重力輻射一般認為來源於雙星系統（其中至少有一個是黑洞）的旋近-合併-自轉減緩這一系列過程，這和雙中子星等其他雙星系統的重力波輻射機制是相同的。在旋近態中，兩個黑洞的距離相當遠（），並以很緩慢的速度逐漸接近。這時和所有雙星系統一樣，後牛頓近似完全足夠解決此類問題。不過當黑洞雙星的距離逐漸拉近，直到其軌道縮減為最內穩定圓軌道（Innermost Stable Circular Orbit，簡稱ISCO）時，黑洞掉入彼此的事件視界之內，雙星從旋近態向合併態轉變。這種相變完全是一種相對論性效應，因此後牛頓近似在這裡完全不適用。黑洞的合併必然會伴隨著重力波信號的突然發射，目前這種信號只能採用數值相對論模擬的方法來分析，並且有很多實際計算上的困難。而且對於質量超過50倍太陽質量的黑洞，旋近態終止時的頻率是最後穩定軌道的公轉頻率，這個值大概只有黑洞自然頻率的0.06倍，約30赫茲。這個頻率已經接近地面探測器的低頻極限，即使僅是探測到此類事件也需要對波形進行一些預測，因而黑洞合併數值模擬的結果對這種重力波的探測有重要意義。合併後系統進入自轉減緩態，兩個黑洞的視界合併成一個，黑洞雙星以類似阻尼振動的形式放出重力輻射，逐漸穩定為一個單獨的克爾黑洞，此過程的時空度規可以用對克爾時空的線性微擾理論解出。自轉減緩態的一個特徵是它具有在數學上為複數的自轉頻率，即複數頻率的實部是特徵頻率，虛部是阻尼因子。理論上克爾黑洞的質量和角動量完全決定了所有可能的複數頻率，這些頻率是離散的並且有無窮多個，統稱為黑洞的准簡正模式（Quasi-normal modes），而黑洞的自轉則可用這些准簡正模式的線性疊加來描述。
雖然宇宙間黑洞的數量要低於中子星，但據估計在太空尺度上兩個黑洞構成的雙星系統數量反而要比中子星的雙星系統多，主要是因為中子星的雙星系統相對黑洞雙星系統而言不容易形成。有說法認為球狀星團是以高效率形成黑洞雙星的地方，如果事實如此，那麼宇宙間黑洞雙星的數量可能會比中子星雙星的數量高十倍左右。由於球狀星團內部的黑洞質量大於恆星的平均質量，黑洞會逐漸向星團中心運動，在中心三體的交互作用是雙星形成的主要機制。值得注意的是，這類雙星系統與球狀星團的重力束縛並不強，其結果就是雙星有可能脫離星團開始獨立演化，其穩定時間一般在10¹⁰年之內。現在的研究對於恆星質量黑洞的合併機率還不很確定，但一般認為在15兆秒差距的範圍內每年至少會發生幾次。

大質量和超大質量黑洞

來自大質量和超大質量黑洞（即「星系質量」）的重力輻射存在兩種形式：一種是超大質量黑洞的合併，另一種情形是大質量黑洞對小質量緻密天體的俘獲所釋放的重力輻射。兩者的合併模式不同，因此所發出的重力波形、理論的預測能力以及偵測方法都有所不同。

星系合併

兩個超大質量黑洞的合併，就是恆星質量黑洞合併的加強版。由於參與的質量很大，其重力輻射的頻率很低，但振幅卻相當高。因為有效信號振幅和黑洞質量基本成近似線性關係，在相同距離下質量為10⁶倍太陽質量的大質量黑洞的重力輻射振幅約為10倍太陽質量的黑洞重力輻射的10⁵倍（h ~ 10⁻¹⁷）。這意味著太空探測船對於這類信號會具有非常高的信噪比，無論這類波源位於宇宙間哪個角落。現在一般認為在大多數星系中心都存在質量至少在10⁶倍太陽質量以上的大質量或超大質量黑洞，並有證據表明超大質量黑洞的質量與其宿主星系核的質量成正比關係。與恆星不同的是，星系之間發生碰撞的機率相當高，例如蛇夫座的星系碰撞殘留物NGC 6240，當中含有兩個分別來自原星系的超大質量黑洞。在兩個星系合併後，兩者中心的黑洞會逐漸向新形成的星系中心漂移並最終發生碰撞，這一機制說明宇宙間超大質量黑洞合併的機率是相當高的。

極端質量比例旋

超大質量黑洞與白矮星、中子星、恆星質量黑洞和中等質量黑洞等較小質量緻密天體合併，這被稱作極端質量比例旋（Extreme Mass Ratio Inspiral，簡稱EMRI）。當一個緻密星體碰巧接近星系中心的超大質量黑洞時它有可能被俘獲，在圍繞著超大質量黑洞公轉的同時放出重力輻射，因此這也是一種旋近態。不過由於兩者質量比例懸殊，這種旋近態的變化比一般的雙星系統更為緩慢，從觀測的角度來說，這意味著可以用長達數年的時間觀測到同一種波形。這種重力輻射可近似為從一個克爾黑洞附近的一個質點放射出的啁啾信號，而質點的軌道有可能是高度偏心的（偏心率接近1）。隨著重力輻射系統動能不斷減少，這使得軌道的偏心率逐漸降低，在旋近態的後期有可能降低到0.4左右，在這段時間內EMRI的輻射頻率穩定在LISA的測量頻域之內。其波形包含了黑洞附近的時空幾何資訊，尤其有可能通過對黑洞質量和自旋的觀測來驗證黑洞無毛定理。
EMRI的發生率與星系的構成方式關係不大，所以LISA在一年的時間內有能力觀測到這類事件上百次。距離最近的事件有可能在紅移小於0.1之內，前提是理論研究能夠對質點運動的軌道在數十個週期內做出較為精確的預測。但在理論上預測這種軌道並不那麼容易，主要原因在於圍繞克爾黑洞的高度偏心軌道有可能是混沌的，如果質點的運動軌跡遠離黑洞的赤道平面軌道將變得非常複雜，有可能在整個視界內高速遊蕩。想要準確預測數十個週期內的軌道運動，需要定義好的初始條件以及多達14個用來區分不同運動且足夠精確的參數，這就導致探測篩選這種信號需要一組數量非常龐大的波形模板，完全計算這些模板甚至超越了現有計算機的計算能力，這導致單純的模式匹配算法很可能並不適用於此。至今最常見的EMRI波形的數值解法是由康乃爾大學的索爾·圖科斯基於1970年代創立的圖科斯基方程式。

大爆炸

重力波自誕生起在宇宙中的傳播至今就幾乎沒有衰減或散射，從重力子的角度看，是因為重力子具有非常小的散射截面.。宇宙微波背景輻射揭示了大爆炸之後10⁵年的宇宙狀況，對太初核合成的研究揭示了大爆炸之後幾分鐘內的宇宙狀況，而重力波的誕生則可以追溯到大爆炸之後小於10⁻²⁴秒的時間範圍之內。對這種重力隨機背景輻射的觀測是重力波天文學最重要的課題之一。
與一般情形下的重力波用平均振幅描述不同，重力波的隨機背景輻射通常用波場的能量密度描述，這種隨機背景輻射可以來自任何天體（例如雙白矮星等雙星發出的迷惑雜訊），也可以來自大爆炸。對於宇宙學中的場，一般要將這個場的能量密度歸一化到宇宙的臨界密度。儘管現在還不確定重力波場的能量密度的具體數值，但在當代宇宙學的框架下，背景輻射的能量密度受到太初核合成、微波背景輻射以及脈衝星計時的約束：太高的能流密度會破壞太初核合成理論的成立，太高的能量漲落則與實際各向異性非常小的微波背景輻射不符，而對毫秒脈衝星計時的觀測證實了重力波的背景輻射強度不足以高到使脈衝星信號間隔發生可觀測變化的程度。
在描述早期宇宙的暴脹模型中，重力子在普朗克時期內產生，並有可能按照重力場和其他場的自由度均分，這就形成了其溫度相當於微波背景輻射的重力波的熱背景輻射。其後宇宙進入暴脹時期，暴脹對最初質量密度的形成提供了足夠大的微擾，這種機制使星系能夠形成。而這些微擾則以重力場微擾的形式傳播至整個宇宙形成了隨機背景輻射。重力波形成的隨機背景輻射被認為是各向同性、靜態且無偏振的。而暴脹理論預言下的頻譜是平坦的，即能量密度與頻率無關。宇宙背景探測者（COBE）通過對微波背景輻射的觀測得到在頻率為10⁻¹⁸赫茲處的能量密度上限為3×10⁻¹⁴。如果暴脹理論是正確的，這意味著對所有頻率的背景輻射都具有相同的能量密度。這樣低的能量密度導致現有的任何探測器都無法捕捉到暴脹的重力波信號。在不同於暴脹的其他模型下，例如宇宙弦（cosmic string）的振動也會產生能量密度與頻率無關的重力輻射，而宇宙弦預言下的能量密度達到了當前可觀測的量級。
對於這種信號LIGO在頻率100赫茲的靈敏度為10⁻⁵，但通過對兩個探測器（例如LHO和LLO，或者LIGO和VIRGO，GEO600等）符合測量得到的結果進行互相關計算可提高到10⁻⁶，因此互相關是搜尋此信號的重要手段。而Advanced LIGO在這個頻率上的靈敏度預計可達到10⁻⁹；LISA在頻率1毫赫茲的靈敏度可達10⁻⁸，但在實際觀測中能否達到這個數值取決於雙白矮星等產生的背景雜訊是否會將隨機宇宙背景輻射淹沒。除此之外，r模式的中子星、雙中子星和黑洞以及某些超新星爆發都有可能將頻率高於0.1毫赫茲的宇宙背景輻射淹沒。一般認為來自雙星的背景雜訊在低於10微赫茲的頻率下快速降低，因此微赫茲量級的太空探測船可能是探測宇宙隨機背景輻射的最佳手段。

重力波天文學

重力波天文學自20世紀中葉以來逐漸興起，與傳統的電磁波天文學不同的是，它通過測量重力波來研究各類相對論性天體及宇宙現象。重力交互作用對於電磁交互作用來說極為微弱，所以它的直接觀測對現有技術而言還是一個很大的挑戰。1916年阿爾伯特·愛因斯坦發表廣義相對論，在理論上預言了重力波的存在，但之後百年中都未被直接觀測到。然而通過各種間接手段，科學家已經為重力波的實際存在定下了強大的理論和實驗基礎。最著名的例子是普林斯頓大學的拉塞爾·赫爾斯和約瑟夫·泰勒所發現的赫爾斯－泰勒脈衝雙星（PSR 1913+16）。這一系統的相互旋近現象是重力輻射能夠使系統能量衰減的最佳證據，而兩人也因此獲得了1993年的諾貝爾物理學獎。2014年3月17日，哈佛－史密松天體物理中心的天文學家宣布利用BICEP2探測器在宇宙微波背景中觀測到B模偏振，但在後來的分析驗證中發現無法排除星際塵埃的可能，該研究團隊並於2015年1月30日承認資料判讀有誤。若後續實驗（例如BICEP3）能確切得到重力波效應的成果，將成為宇宙暴脹和大爆炸理論的強烈證據。2016年2月11日，愛因斯坦預言重力波百年之際，雷射干涉重力波天文台（LIGO）團隊在華盛頓宣布於2015年9月14日9時51分許完成人類對於重力波的首次直接探測。
重力波和電磁波所攜帶的有關波源的資訊非常不同。重力波與波源整體的宏觀運動直接相關，而非像電磁波一樣來自於單個原子或電子的運動之疊加。例如對於一個雙星系統，對重力波偏振的測量可以讓科學家得知其軌道傾斜度，而這類有關波源運動的宏觀資訊是無法從電磁輻射觀測中取得的。重力波波長一般是波源尺寸的幾個數量級以內，而不像電磁波一樣波長比波源尺寸小很多。這使得重力波天文學通常不能像電磁波天文學那樣對波源進行拍照成相，而是類似聲波直接從波形分析波源的性質。許多重力波源很難或根本無法通過電磁輻射直接觀測到（例如黑洞），反之亦然。由於暗物質佔星系物質的絕大部份，而且不發出任何電磁波，所以重力波天文學對這些暗物質的觀測和研究具有重要意義。重力波的另一特點在於它幾乎不與物質進行交互作用。來自遠方天體甚至是宇宙誕生時所產生的重力波至今幾乎沒有發生衰減或散射，這意味著重力波可以作為研究宇宙深處的重要工具。宇宙形成後38萬年，電磁波才開始能夠穿透宇宙的物質，因此在這一堵「墻」以前的宇宙是無法通過電磁波來直接觀測的，重力波也就成為了直接觀測大爆炸的僅有工具。

重力波探測器

劇烈事件所發出的重力波經過天文距離，在到達地球後，強度已降至很低的水平，振幅的數量級在10⁻²¹以下。再加上各種來自儀器內外的雜訊，實際重力波信號的探測變得非常困難。因此在探測重力波時，儀器須有極高的精確度和降噪能力。
第一架實際投入應用的重力波探測器是1960年代美國馬里蘭大學的約瑟夫·韋伯（Joseph Weber）製造的鋁質實心圓柱，通常稱為共振質量探測器或棒狀探測器。各國科學家利用該探測器，並沒有取得能令人信服的重力波信號證據。
1970年代後，同樣來自韋伯的雷射干涉重力波探測器開始興起。隨著雷射和鏡面工藝的進步，這種新型的大型重力波探測器在世界各地甚至計劃在太空建造起來，包括：雷射干涉重力波天文台（LIGO）、GEO600、TAMA300、VIRGO以及還有美國和歐洲合作計劃中的雷射干涉太空天線（LISA）等等。截至2012年，最為敏感的探測器位於LIGO和VIRGO天文台，靈敏度高達5×10²²分之一。
邁克生干涉儀應用雷射光束來測量兩條相垂直的干涉臂的長度差變化，可以說是最直接的重力波探測器。最大的雷射干涉重力波天文台LIGO主要由加州理工學院和麻省理工學院負責運行，也是美國國家科學基金會資助的最大科研項目之一。其精確度數量級已經達到10⁻²²。VIRGO位於義大利比薩附近，是一架雙臂長度為3千米的地面雷射干涉探測器，自2007年起開始進行科學觀測，並具有和LIGO相媲美的靈敏度。GEO600位於德國漢諾瓦，雙臂長度為600米，其工作帶寬為50赫茲至1.5千赫茲。一個稱為Einstein@Home（愛因斯坦在你家）的分布式計算計劃使公眾能在個人電腦上通過此軟體幫助分析LIGO和GEO600所採集的脈衝星數據。
為了避免地球上眾多的雜訊來源，可通過人造衛星和太空載具以高精度測量重力波。例如，科學家通過監測行星際太空載具（如圍繞木星和土星的太空載具）的通信信號返回時間來觀測重力波的特徵影響。歐洲太空總署正在研究中的LISA項目將由三個相同的太空載具組成一個邊長為500萬公里的等邊三角形，整體沿地球軌道繞太陽公轉。這個系統會監測重力波通過任意一個組成衛星時所造成的雷射干涉上的變化。
許多脈衝星可以作為極為精確的時鐘。低頻重力波通過地球時會造成時空擾動，使地球上的時鐘和脈衝星的計時之間產生偏差。科學家由此已經推導出一些有關隨機背景重力波的資訊。

直接探測

2016年2月11日，愛因斯坦提出廣義相對論並預言重力波的存在100周年之際，LIGO團隊在華盛頓特區召開新聞發布會，宣布LIGO在經過五年的系統升級之後完成人類歷史上首個重力波直接探測結果，GW150914。這束重力波的信號於2015年9月14日9時51分（UTC）許被位於利文斯頓和漢福德的兩架LIGO雷射干涉儀幾乎同時捕捉到。根據探測信號，這束重力波來自位於南天的距地球約13億光年的雙黑洞。兩個黑洞的質量分別約為太陽質量的29和36倍。它們經過互相旋近後合併為質量約為太陽62倍的黑洞，有約3倍太陽質量的能量在不到1秒的時間內以重力波的形式釋出，其峰值功率達到了全宇宙的所有可見光功率的50倍。這次合併發生在約6億至18億年前。他們的探測結果的顯著性大於5.1σ。

進階理論

閱讀本節需要了解電動力學和廣義相對論的基本概念，可直接參閱有關書籍。