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激光干涉引力波天文台 LIGO的演化
2015年9月，經過5年的重新設計與重新建造的工作，耗費2億美金，第一次觀測運行（first observation run, O1）正式開始。這一次，實驗範籌已大幅度改變，很多天文學術界團隊都參與共襄盛舉，先進LIGO可以通知全世界74座觀測天文台中的任何幾座觀測天文台，只需片刻，它們就可以將望遠鏡對準天空，尋找可能引力波源所發射出的光信號。雖然尚未達到設計標準靈敏度，先進LIGO的靈敏度已改善為初始LIGO的3倍。這意味著先進LIGO能夠探測到3倍遠的距離，探測容積為初始LIGO的27倍。在探測器最靈敏的100 - 300 Hz頻帶，O1的應變燥聲比S6 低3 至4倍，在50 Hz頻率，應變燥聲的改善接近100倍。:1
在O1實驗中，LIGO-Virgo聯合團隊觀測到兩次引力波事件GW150914與GW151226。另外一次事件LVT151012發生於2015年10月，但是由於信噪比過低，因此不被確認為引力波事件。O1實驗結束後，觀測行動停止了10個月，這是為了要進行一系列升級工程，因此，利文斯頓設施的靈敏度獲得15–25% 改良，漢福德設施的靈敏度並未獲改良。總體而言，先進LIGO的探測半徑從O1實驗的40–80 Mpc 擴大到第二次觀測運行（second observation run, O2）的目標80–120 Mpc的低端。
第二次觀測運行O2的觀測期是從2016年11月至2017年8月25日。由於測試質量懸掛系統發生問題，直到2017年8月1日，Virgo才正式開始參與合作觀測，這次總共參與了25日。O2期間，又觀測到三次引力波事件GW170104、GW170814與GW170817。特別值得一提的是，GW170817是兩個中子星併合所產生的引力波事件，由於引力波與電磁波首次同時被觀測到，這標誌著多信使天文學的新紀元已經到臨。
未來，將會完成更多觀測實驗，之間，也會進行多次升級工程，目標是在2021年達到設計靈敏度。
激光干涉引力波天文台 未来
「LIGO-印度」是倡议中的LIGO实验室和印度引力波观测组织（INDIGO）之间拟议的合作项目，旨在印度打造世界级的引力波探测器。
2024年将升级到Advanced LIGO Plus ，简称 ALIGO+，扩大探测范围。
太阳中微子问题
太阳中微子问题是测量到穿过地球的太阳中微子流量与理论计算相比出现缺失的问题，从1960年代中期持续至约2002年。这种缺失已经被中微子物理的新的认识解决了，这要求对粒子物理学的标准模型的进行修改——特别是中微子振荡。从本质上讲，因为中微子具有质量，所以它們可以從原本預測會在太陽內部產生的那一種類型，變成另外兩種無法被當時使用的探測器探測到的類型。
太阳中微子问题 簡介
太陽是一個天然的核聚變反應堆，能量來源為質子﹣質子鏈反應，它把四個氫原子核（質子）轉化成α粒子、中微子、正電子和能量。這股能量透過伽瑪射線以及帶電粒子和中微子的動能來釋出——它們從太陽核心到地球的行進之間並沒有受到太陽外層任何可見的吸收。
當中微子探測器的精度足以探測從太陽來的中微子流時，所探測到的中微子數量很明顯低於太陽內部模型所預測的數量。中微子探測數在各種實驗中為預測數的三分之一至二分之一。這個差異後來被稱為“太陽中微子問題”。
太阳中微子问题 测量
雷蒙德·戴維斯和约翰·巴考尔於1960年代晚期在美国南达科他州矿井中的霍姆斯特克實驗最早测量了太阳产生的中微子的流量，並探測到與理論值存在缺失。之後不少的放射性化學探測器和水契忍可夫探測器都確認了這個缺失，當中包括神冈探测器和薩德伯里中微子觀測站。
太陽中微子的理論值是用標準太陽模型計算的，巴科爾曾幫助建立這個模型，它能對太陽的內部運作給出詳細的描述。
雷蒙德·戴维斯和小柴昌俊因發現太陽中微子數只有標準太陽模型的約三分之一而获得了2002年的诺贝尔物理学奖。
太阳中微子问题 提出的解决方案
针对太阳中微子缺失问题的早期嘗試就是提出标准太阳模型是錯誤的，即太阳核心的實際温度和壓力與标准太阳模型中的很不一樣。比方說，由於中微子測量現時太陽的聚變量，所以有人提出太陽核心的核過程可能曾經有暫時停止的情況。由於熱能從太陽核心流向表面需要數以千年計的時間，因此上述情況並不是立即能察覺的。
然而這個假設被日震學和太陽熱流走向的研究進展，以及改良的中微子實驗所否決。
日震觀測使得量度太陽內部溫度變得可行；結果发现实际温度与标准太阳模型一致（但是日震學卻發現模型中太陽結構未解決的問題，它發現的不是以前“爐上的鍋”的垂直對流模型，而是對流層頂部存在水平噴流。小的就在兩極周圍，大的則延伸至赤道。跟預期的一樣，它們的速度不同。）
太阳中微子问题 提出的解决方案
從較先進的中微子觀測站所得的中微子能譜也得出無法透過調整太陽標準模型來遷就的結果。實際上較低的總體電中微子流量（也就是霍姆斯特克實驗所得的結果）需要較低的太陽核心溫度。然而要符合中微子能譜的細節則需要較高的太陽核心溫度。這是因為不同能量的電中微子是由不同的核反應所產生的，而不同反應的反應率與溫度有着不同的依附關係；而為了要符合中微子能譜某部分則必須要有較高的溫度。對其他選項的詳盡分析指出无论怎样调整太阳标准模型都无法符合观测得到的中微子能谱，对模型进行任何调整都会令某方面的矛盾增多。
太阳中微子问题 解决
太陽中微子問題的解決方案涉及改進對已知中微子特性的理解。根據粒子物理學的標準模型，共有三種中微子：
物理學家在整個1970年代都普遍認為中微子不具有質量，而且它們的種類是不變的。然而布魯諾·龐蒂科夫於1978年提出若中微子具有質量的話，它們就能轉換種類。因此，“消失了的”太陽中微子可能在來地球的途中轉換成其餘兩種的中微子，因此逃過了霍姆斯特克和其他現代中微子觀測站的探測。
超新星1987A為中微子是否具備質量提供了線索，這是由於中微子到達神岡探測器和IMB探測器的時間有所不同。但是由於偵測到的中微子事件非常少，所以很難就此蓋棺定論。除此以外，若神岡和IMB探測器安裝了精密計時器，就能記錄中微子從爆發至穿過地球之間的時間，從而可以更絕對地確立中微子是否具備質量。若中微子不具有質量，則會以光速行進；若它們具有質量的話，它們的行進速度則會比光速稍慢。由於探測器原本並沒有打算觀測超新星中微子，因此並沒有安裝上述儀器。
太阳中微子问题 解决
日本的超级神冈探测器於1998年首次发现了中微子振荡的确切证据。它們的觀測結果表明μ中微子（由太空射線轟擊大氣層頂層而成）转换成了τ中微子。它所證明的是通過地球後被探測到的中微子比直接從探測器上方來的要少。不但如此，他們的觀測只關注由太空射線與地球大氣層相互作用而成的μ中微子。超級神岡探測器並沒有觀測到任何的τ中微子。
令人信服的證據來自加拿大的萨德伯里中微子觀測站（SNO）於2001年發表的測量結果。它探测到了太阳发出的全部三种中微子，由於它是唯一一個使用重水作為探測介質的探測器，因此它還能夠分辨出電中微子及其餘兩種中微子（但卻不能分辨μ中微子和τ中微子）。大量的統計分析發現到來的太陽中微子之中35%是电中微子，其餘為μ或τ中微子。三种中微子的总流量与之前從太陽內部聚變反應核物理而來的预測相當一致，解决了先前观测到的太阳中微子缺失问题。
太阳中微子问题 解决
为了表彰1998年和2001年进行的中微子振荡实验提供的确凿证据，超级神冈探测器的梶田隆章和萨德伯里中微子觀測站的阿瑟·麦克唐纳被授予2015年诺贝尔物理学奖。然而，諾貝爾物理學獎委員會在提及SNO實驗中的中微子振盪時出現了錯誤：對於在該實驗中觀測到的高能量太陽中微子，產生觀測結果的不是中微子振盪，而是米赫耶夫-斯米爾諾夫-沃芬斯坦效應（Mikheyev–Smirnov–Wolfenstein effect）。布魯諾·龐蒂科夫 (Bruno Pontecorvo) 於1993年去世，因此未獲諾貝爾獎。
引力波探测器
引力波探测器（英語：）是引力波天文学中用于探测引力波的装置。重力波是加速中的質量在時空中所產生的漣漪。阿爾伯特·愛因斯坦在1916年首次提出引力波的概念。通過探測重力波，可以對廣義相對論進行實驗驗證。常用的探測器有棒状探测器和激光干涉儀等，這些探測器的主要運作原理是測量重力波通過時對兩個相隔遙遠位置之間距離的影響。1960年代起，多個重力波探測器陸續被建造與啟用，並在探測器靈敏度上有不斷的進步。現今，這些探測器已具備探測銀河系以內與以外的重力波源的功能，是重力波天文學的主要探測工具。
有一些實驗已經給出引力波存在的間接證據，例如，赫爾斯－泰勒脈衝雙星的軌道衰減符合廣義相對論預測的因引力波發射而導致的能量減損。拉塞爾·赫爾斯和約瑟夫·泰勒因這項研究獲得了1993年諾貝爾物理學獎。
2016年，LIGO科學團隊與VIRGO團隊共同宣布，在2015年9月14日测量到在距离地球13亿光年处的两个黑洞合并所發射出的引力波信号。之後，又陸續探測到多次重力波事件。
引力波探测器 歷史
最早实际投入運作的引力波探测器是1960年代美国马里兰大学的约瑟夫·韦伯制造的铝质实心圆柱，通常称为「棒状探测器 」，是一種「共振质量探测器」。1969年，韦伯宣称他的探测器得到了可靠的结果，立刻引起轰动，但是后来的重复实验都得到了零结果。此后意大利、澳大利亚、美国的科学家相继建造了类似的铝质圆柱形探测器，有的采取了更复杂的减震、低温、真空等措施排除干扰，但是都没有得到令人信服的证据。:第7節
1962年，俄國物理學者麥可·葛特森希坦與弗拉基斯拉夫·普斯投沃特最早發表論文提議建造干涉儀來尋找引力波，可是，這點子並未獲得重視。四年後，弗拉基米爾·布拉金斯基再度提出這點子，然而仍舊無疾而終。後來，約瑟·韋伯與莱纳·魏斯也分別獨立發表出類似點子。韋伯的學生羅伯特·弗爾沃德在休斯研究實驗室工作時，受到魏斯的鼓勵，決定使用休斯研究實驗室的經費來製造一台干涉儀。1971年，弗爾沃德首先建成臂長8.5m的雛型引力波干涉儀，經過150小時的探測以後，弗爾沃德報告，並未探測到引力波。:第10節
引力波探测器 歷史
70年代，魏斯團隊在麻省理工學院、漢斯·彼林團隊在德國加興的马克斯·普朗克研究所、朗納·德瑞福團隊在格拉斯哥大學，分別建成並且投入运行雛型引力波干涉儀。同時期，基普·索恩在加州理工學院組成了實驗引力波團隊。1979年，他特別從格拉斯哥大學聘請德瑞福來領導這團隊，並且建造引力波干涉儀。1983年，在加州理工學院，索恩與德瑞福聯手建成一台40m臂長的引力波干涉儀。在麻省理工學院的魏斯團隊，由於申請到較少實驗經費，只能建成一台1.5m臂長的引力波干涉儀。兩個團隊激烈地兢爭，試圖計畫與建造更靈敏、更先進的引力波干涉儀。1984年，為了更有效率地運用有限資源，加州理工學院與麻省理工學院同意合作設計與建造激光干涉引力波天文台（LIGO），並且由基普·索恩、朗納·德瑞福 與莱纳·魏斯共同主持這計畫。
引力波探测器 歷史
1999年，在路易斯安那州的利文斯頓與在华盛顿州的汉福德分別建成相同的探測器。2002年正式進行第一次探測引力波，2010年結束蒐集數據。在這段時間內，並未探測到引力波，但是整個團隊獲得了很多寶貴經驗，靈敏度也越加改善。在2010年與2015年之間，LIGO又經歷大幅度改良，升級後的探測器被稱為「先進LIGO」（aLIGO），於2015年再次開啟運作。
另外，還有一些正在建造或運作中的地面干涉儀，例如，法国和意大利合作建造的處女座干涉儀 （VIRGO）（臂长3000米）、德国和英国合作的GEO600（臂长600米）、以及日本正在建造中的神冈引力波探测器（KAGRA）（臂长3000米）等。另外，欧洲空间局（ESA）正在建造未來在太空中運行的激光干涉空间天线（LISA），其將會被用来探测低频引力波信号。
經過多年不懈努力， LIGO科學團隊與VIRGO團隊終於在2015年9月14日探測到兩個黑洞併合所產生的引力波。之後，在2015年12月26日、2017年1月4日、2017年8月14日分別三次探測到兩個黑洞併合所產生的引力波， 又在2017年8月17日探測到兩個中子星併合所產生的引力波事件，這標誌著多信使天文學的新紀元已經來臨。
引力波探测器 地面探測
「共振质量探测器」分為兩類：「棒状探测器 」與「球狀探測器」。棒状探测器的灵敏度主要源自于圆柱体尖銳的共振頻率，其半峰全寬通常只有一到几个赫兹。通常铝质圆柱体长约3米，共振频率大約在500赫兹至1.5千赫兹之間，质量约为1000千克，用细丝悬挂起来。当引力波照射到圆柱时，圆柱会发生谐振，继而可以通过安装在圆柱周围的压电传感器检测到。假設一個波幅為  的短暫引力波照射到圓柱，則圓柱會被震動，震幅為:第3.2節
[m] 。
共振质量探测器主要會遭遇到三種噪聲:热噪声、传感噪声和量子噪声。為了要測量到引力波的波幅，必須儘量削減這些燥聲。:第3.2節
原本的韋伯棒状探测器的運作溫度為室溫。為了削減熱燥聲，當今，最先進的棒狀探測器之一AURIGA的運作溫度為0.1K。:第3.2節
引力波探测器 地面探測
當今最具規模的激光干涉引力波天文台（LIGO）主要是由加州理工学院和麻省理工学院负责运行，它也是美国国家科学基金会资助的最大科研项目之一。LIGO在两个站点建造有三台探测器，在华盛顿州的汉福德（Hanford）建有双臂长度分别为4千米和2千米的两台探测器（LIGO Hanford Observatory，简称LHO），而在路易斯安那州的利文斯顿建有一台双臂长度为4千米的探测器（LIGO Livingston Observatory，简称LLO），相距汉福德3002千米。LIGO採用了多種尖端科技。LIGO的防震系統能夠壓抑各種震動噪聲，真空系統是全世界最大與最純的系統之一，光學器件具備前所未有的精確度，能夠測量比質子尺寸還小一千倍的位移，電算設施的高超功能足以處理龐大實驗數據。。2002年起，LIGO正式启动数据采集工作，至2010年共执行了六次科学探测工作之後計劃結束，最佳灵敏度已经達到10−19的數量级。
引力波探测器 地面探測
2009至2010年，LIGO升級為Enhanced LIGO並進行了第六次科學探測，即S6。其激光功率從10瓦特提高到30瓦特以上，探测范围可扩大8倍。在2010年與2015年之間，LIGO進行了名為「先進LIGO」（Advanced LIGO）的升級计划，簡稱aLIGO。2015年，aLIGO正式投入使用，激光功率從初始版LIGO的10瓦特提升至200瓦特左右，探測頻帶下限從40Hz延伸到10Hz，灵敏度比初始版LIGO高出10倍，這意味著aLIGO能夠探測引力波的距離比先前高出10倍，探測範圍也擴大1000倍以上，能夠探測到的可能引力波波源比先前多出1000倍。
處女座干涉儀（Virgo）位于意大利比萨附近，是一架双臂长度为3千米的地面激光干涉儀，所属单位称为欧洲引力天文台（European Gravitational Observatory）。Virgo自2007年起开始进行科学观测，並且参与了S5的最后部分探测工作，VIRGO具有和LIGO相媲美的灵敏度。在進行了大約五年，2千4百萬歐元的升級之後的處女座干涉儀，稱為「先進Virgo」，於2017年8月1日正式加入LIGO兩個探測器搜索引力波，這三個探測器共同運作應該能夠較為精確地給出引力波波源的位置。
日本计划在2019年建成神冈引力波探测器（KAGRA），它的600米長的干涉臂被深埋在200米的岩石下，它的測試質量也會被降溫至20K。物理學者認為，這兩個手段將能減低燥聲，因此提高靈敏度。
GEO600位于德国汉诺威，是双臂长度为600米的探测器，其工作带宽为50赫兹至1.5千赫兹。GEO600自2002年起开始科学探测。
引力波探测器 来自太空的探测
重力波會影響行星際航天器通信信號的返回時間，美国国家航空航天局和欧洲空间局都在进行偵測這一效應的实验。例如，对于正在木星和土星附近的航天器（包括卡西尼－惠更斯號等），其信号返回时间在2至4×103秒的数量级。重力波會導致信號时间的變化，如果事件的時間短於這一數量級，那麼，按照三項公式這種變化樣式會出現三次：一次是引力波经过地面的发射器，一次是经过航天器，一次是经过地面的接收器。搜寻这样的引力波信号需要在数据分析中采用模式匹配算法。利用两个不同的发射频率和很穩定的原子钟，灵敏度的量級估計可以达到10−13，并有可能进一步提高到10−15。:第3.4.1節
脈衝星是宇宙的計時器，其中，毫秒脉冲星的計時功能最為規律。毫秒脈衝星所發射的電磁輻射抵達地球的時間，可以被預測至奈秒精確度。由于脈衝星所发射的信号具有極高的规律性，所以可以从觀察到在计时方面的不規律性，估算出随机背景引力波的上限。:第3.2.4節
引力波探测器 来自太空的探测
脈衝星計時陣列用一組脈衝星的脈衝訊號抵達時間來尋找任何有關聯的信息。在地球與脈衝星之間的時空會被通過的引力波彎曲，從而導致脈衝星所發射的脈衝訊號傳播至地球的時間有所改變。由毫秒脉衝星組成的脈衝星計時陣列可以用來尋找有關聯的改變，從而探測出引力波。
當今，主要有三個實驗正在進行：北美纳赫兹引力波天文台(NANOGrav)、歐洲脈衝星計時陣列與帕克斯脈衝星計時陣列。為了共同分享實驗數據，這三個實驗團隊又組成國際脈衝星計時陣列。未來，會有更多更具功能的實驗陸續參與探測引力波，例如， 平方千米阵與位於荷蘭的低頻陣列。:第4.4.2節
引力波探测器 来自太空的探测
在低频波段（低於1赫兹），任何引力波源的低频引力波到达地球时，振幅都會比地球上的震动噪声低很多；处于太空中的探测器則不会受到地球噪声环境的影响。在欧洲空间局的LISA计划中，探测频率波段为0.0001赫兹至0.1赫兹的低频引力波，由三个同樣的航天器组成边长为250万公里的等边三角形，整体沿地球轨道绕太阳公转。LISA的干涉臂长超过任何频率高于60毫赫兹的引力波的半波长，在这个范围内三項公式成立。每一個航天器內部都載有一個30cm望遠鏡與2瓦特激光系統。:第4.4.4節:6
与地面干涉仪不同的是，由于航天器相距很远，在传播途中的大幅衰减造成LISA不能使用单纯的平面镜来反射，采用光学锁相的办法，将要发射信号的相位锁至接收信号的相位上再将其发射出去。这一过程原理上是一个光學轉發器，其效果和地面干涉仪的平面镜反射是相同的，本质上相当于从一个航天器发射，到达另一个航天器后再返回，这个延迟信号与本地的原始信号发生干涉，LISA主要就是测量这种干涉信号的相位。:第4.4.4節
引力波探测器 来自太空的探测
对LISA而言，来自外界的影响主要是太阳的輻射壓和太阳风的動壓強。为了减小这些影响，滿足广义相对论实验验证的嚴格要求，LISA採用了先進無阻尼技術，使用航天器本身作为內部测试质量的防护罩，保護測試值量不被外界影響，促使测试质量能夠自己沿着测地线运动，呈自由落體狀態，與航天器沒有任何牽纏，航天器对测试质量的位置作出精确的监测，並且自動開啟噴氣來改變位置，使得自己與測試值量之間維持安全距離，避免任何接觸。因此，航天器需要裝製能夠精確給出微小推力的推力器。為了成功達成任務，LISA必須具備三個關鍵技術：先進的推力器、超靈敏的加速度計、能够连续几年稳定发射2瓦特功率的红外激光器。於2015年發射升空的激光干涉空間天線開路者號（LISA Pathfinder）已成功測試了這些技術，為LISA鋪設了康莊大道。:第4.4.4節:6
欧洲空间局計畫於2030年發射LISA，任務為期4年，可延長至10年。LISA的主要的任務為，研究银河系内的雙星系统的形成與演化、探查緻密星體绕著大质量黑洞的公轉動力學、追溯超大质量黑洞的併合起源與演化、解析恆星黑洞的天體物理學、探索引力與黑洞的基本秉性、估算宇宙膨脹的速率、了解隨機引力波背景的起源與意涵。:3, 6
除了LISA以外，另外還有幾個在空間類似運作的激光干涉引力波探測器計畫。分赫引力波干涉天文台計畫的操作頻帶為0.1-10Hz，在LISA與地面探測器的操作頻帶之間，主要目的是直接觀測宇宙的初始，即在大爆炸後10−36-10−34秒之瞬間，從而試圖揭露宇宙的奧妙起源。更具野心的大爆炸天文台是美國太空總署的計畫，操作頻率與分赫引力波干涉天文台 相同，意圖探測宇宙暴脹所導致的引力波背景。:第4.4.4節
引力波探测器 探測原理
LIGO 使用的干涉儀是迈克耳孙干涉仪，其应用激光光束来测量两条相戶垂直的干涉臂的长度差变化。在通常情況下，不同長度的干涉臂會對同樣的引力波產生不同的響應，因此干涉儀很適於探測引力波。在每一種干涉儀裡，通過激光光束來量度引力波所導致的變化，可以用數學公式来描述；換句話說，假設从激光器发射出的光束，在传播距离  之後，被反射鏡反射回原點，其来回过程中若受到引力波影响，則行程所用时间将发生改变，这种时间变化可以用數學公式来坐定量描述。
更仔細地描述，假設一束引力波是振幅为  的平面波，其传播方向与激光器的光束传播方向的夹角为   ，并假设光束的發射時間與返回时间分別為  、  ，则返回时间对發射时间的变化率為:第４.2節。
。
伯纳德·舒尔茨把這一公式称作「三项公式」，其為分析所有干涉儀对信号响应的出发点。單徑系統也可以使用三项公式 ，但其靈敏度是被時鐘的穩定性所限制。干涉儀的兩條干涉臂可以相互用來當做時鐘比較，因此，干涉儀是非常靈敏的光束探射器。
引力波探测器 探測原理
假設干涉臂長超小於引力波的波長，則干涉臂与引力波相互作用的关系可近似為
。
假設引力波傳播方向垂直於光束传播方向，即兩者之間的夹角为  ，則三项公式變為:220-222
。
注意到這導數只跟返回時的引力波振幅  與出發時的引力波振幅  有關。假設這激光光束是初始發射的頻率為  的電磁波，則這導數是電磁波的頻率變化：
。
因此，只要能夠量度返回電磁波的紅移，則可估算引力波振幅的改變。
假設干涉臂長超小於引力波的波長，則干涉臂与引力波相互作用的近似关系式為
。
假設干涉儀的兩條干涉臂相互垂直，並且垂直於引力波傳播方向，則類似地，可以計算出另一條干涉臂与引力波相互作用的近似关系式為
。
引力波對於干涉儀所產生的響應是這兩個關係式的差值：
引力波探测器 探測原理
。
對於這公式做時間積分，可以得到光束傳播於兩條干涉臂的時間差：:第4.2節
。
換算成單條干涉臂的長度差，
。
LIGO的长度为4千米的干涉臂由振幅为10−21的引力波所引起的长度变化为：
。
光束只需10−5秒就可以走完干涉臂的往返距离，這比一般典型的引力波周期要短很多。因此，让激光在这段距离内反复多走几次也不会影响观测，而且有显著的好处。如果让激光在这段距离内往返100次，则有效光程长度提高了100倍，而特定激光相位变化等效的长度变化也因此提升到10−16米的量级。大多数干涉儀都使用低透射率平面镜制成的光学腔，即所谓法布里－珀罗干涉仪，来提升激光在干涉臂内的往返次数。:第3.3節
引力波探测器 減噪原理
主要影響激光干涉儀的噪声可以分為兩大類：「位移噪声」與「傳感噪声」。位移噪聲是因實驗器具的移動而形成的噪声，例如，地噪声、熱噪声。傳感噪声是對於實驗器具的微小位移所進行的量度而產生的噪声，例如，散粒噪声。:第3.1節
地噪声主要源自於地球的地震背景、人造震源像汽車流動或機械運轉等、天然震源像風或雨通過樹木或建築物跟地表產生的耦合等。这种噪声在棒状探测器中同样存在，但在干涉儀中會造成更為嚴峻的問題，因為，在干涉儀中，光束在镜面之間来回反射传播，每一次反射都会進一步增加镜面的震动噪声。:第4.3節地球的地震背景所造成的地表應變頻譜密度在100 Hz、1 Hz、10−3 Hz 分別大約為 10−14Hz-1/2, 10−12Hz-1/2, and 10−10Hz-1/2。人造震源可能會大幅度增加這些數值。:第3.1節
引力波探测器 減噪原理
由质量與弹簧組合製成的低共振頻率（約為幾個赫茲）地震滤波器，能夠削弱頻率大於10 Hz的震動噪声。給定地表位移為 ，滤波器能够對於頻率  比共振频率  更高的信号進行濾波的動作，過濾後的信號約為 ，多個质量-弹簧組合的疊堆能夠給出共乘削弱效應。實際應用將這種被動式濾波器的共振频率  限制在幾個赫茲。這意味著，陸基干涉儀無法探測到在10Hz以下頻帶的引力波，這也是這類低频引力波被歸屬為空间中探测目標的主要原因。:第3.1節:525
引力波探测器 減噪原理
當溫度高於絕對零度時，物體為持續振動，這是熱噪声的表現。在50至250赫兹探測頻帶，熱噪声是最重要的噪声，:第4節熱噪声使得平面镜和懸擺不停地振动。平面镜和懸擺的振动对干涉儀的灵敏度有很大影响，因此与棒状探测器相反，干涉儀特意不在其共振频率附近尋找的引力波，而是在遠離其共振频率的頻帶尋找的引力波，因為在其共振频率附近，热振動的振幅最大。懸擺的熱噪声頻率約為幾個赫茲，因此，引力波被探測的頻帶是在40赫茲以上區域。平面鏡的內部振動的自然頻率為幾個千赫茲，其為探測頻帶的有效上限。假若能夠確保這兩種振動的品質因數Q特高，則可約束大部分振動能量在共振頻率附近的狹窄頻寬內，因此，在測量頻率的振幅可以維持非常微小，這使得干涉儀能夠在室溫運作，然而，品質因數Q必須在107以上，這是非常嚴苛的技術條件。:第４.3節
假設待測的引力波的頻率  超小於测试质量的共振頻率 ，則测试质量的表面振動模式所形成的热噪声為
；
其中， 是幅度噪声密度， 是波茲曼常數， 是溫度， 與 分別是測試質量的質量與品質因數。
由此可知，冷却降温、增加质量、採用高Q物質，這些都是降低热噪声的手段。
引力波探测器 減噪原理
升级后的先進LIGO仍使用熔凝石英為测试质量，而不是原先計畫的藍寶石，連結测试质量的摆线則将使用熔凝石英來取代现在的钢丝，以达到提高品质因数的目的，整個裝置使用同樣的石英材料可以給出大約同樣程度的熱燥聲。:第2.3節
在干涉儀裡，用来测量的光子是量子化的，它们到达光探測器的行为是一種遵循泊松分布的随机过程，它们会随机地影响光强分布，從而产生随机涨落，这种随机涨落叫「散粒噪声」。随着频率升高，散粒噪声會变得更加明显，因此决定了地面干涉儀在250赫兹以上的高频帶的灵敏度极限。:第４節真正的引力波信号很有可能被散粒噪声所淹沒，或者散粒噪声會形成看上去像引力波信号的伪信号。不过作为一个随机过程，随机涨落的标准差的增长并没有光子数量增长的速度快，理论上标准差和光子数量的平方根成正比，因此散粒噪声和光子数量的平方根成反比。也就是说积累的光子数量  越多，得到的干涉信号就越平滑。如果使用波长  为1毫米數量级的红外线，测量精确度可达到：:第４.3節
。
引力波探测器 減噪原理
根據奈奎斯特定理，测量频率为  的引力波信号，需要每秒至少做  次测量，因此一次累积光子的时间可设为  。对功率为  的光信号，可以得到的光子的数量为:第４.3節
；
其中， 是普朗克常數， 是光速。
虽然从散粒噪声的角度而言，积累的光子数量越多越好，但由于奈奎斯特定理的限制，一次积累光子的时间不能太长，否则太低的采样频率会造成频率混叠，因此提高灵敏度只能倚靠提高激光器的功率。如果要求测量误差低于10−16米，需要的功率值比當今最先進连续波激光器的功率都要高很多。:第４.3節
引力波探测器 減噪原理
解决这个问题的方法叫做「光功率回收技术」（power recycling），其中心概念為有效率地利用激光。干涉儀有兩個提供光束離去的出口，一個出口是量度干涉程度的光探測器，另一個出口是兩個光束回到了分束器之後轉返回激光器的輸出口。在理想情况下，從干涉儀的激光器發射出的光束，除了被反射鏡吸收以外，都会返回激光器的输出口，只有当有引力波通過时才会有激光信號抵達光探測器。由於反射鏡的品質很優良，少於千分之一的光束會在這過程中遭到損耗。通过在激光器輸出口的前面置放一面反射镜，能够将反射回激光器輸出口的光束再反射回干涉儀內，这样使得激光功率得到积累，直到激光器只需重新供給反射鏡損耗掉的光束。通过这种技术能够有效降低对激光器功率的要求。第一代干涉儀使用5-10瓦特功率的激光器，新一代探測器能夠提升功率10倍以上。:第４.3節
散粒噪声是一种量子噪声，此外还存在类似于棒状探测器表面出现的量子噪声，例如反射镜表面零点能的振动等，这种量子噪声的极限都由海森堡不确定性关系式  决定。这类噪声在当前仍然在干涉儀的灵敏度极限以下，但在未来随着灵敏度进一步的提高，就可能变得更为显著。增加反射镜的质量是降低这类噪声的手段之一，因为振动的振幅和质量的平方根成反比。:第3.3.1節
引力梯度噪声源自於于當地的牛顿引力场在測量時間尺度內的变化，又稱為「牛頓噪声」。引力波探测器不單會對引力波產生響應，還會同樣地對當地的潮汐力产生响应，兩者實際上無法區分。这些源自於當地的牛頓噪声包括人造噪声，例如仪器、车辆等外界干扰，更重要的是自然噪声，例如地震波所引起的引力場變化以及空气氣壓变化所引起的空氣密度变化等。噪声的频谱随着频率升高而急剧下降，因此对于第一代的干涉儀这不是一个问题，但有可能会对下一代干涉儀的灵敏度造成限制，也是頻率在1赫兹以下的低频引力波必須在宇宙空间中探测的主要原因。:第3.3.1節
由於牛頓噪声直接與測試質量耦合，越過了所有機械削減手段，因此無法使用任何地震滤波器或防護罩來壓抑牛頓噪声。在地球表面，在頻率低於10赫茲，牛頓噪声會掩蓋過引力波信號。因此，像愛因斯坦望遠鏡一類的新一代引力波干涉儀，很可能必須建造在地下洞內部的噪声較低的區域。在20赫茲頻率，為了要滿足愛因斯坦望遠鏡的普通靈敏度要求，牛頓噪声必須被壓抑10倍。忽略其它噪声，在1赫兹頻率，牛頓噪声必須被壓抑1000倍，才有可能探測到引力波。:第1節
爱德华·洛瓦萨
爱德华·恩戈亚·洛瓦萨（斯瓦希里語：，1953年8月26日—2024年2月10日），坦桑尼亚政治家，2005年至2008年担任坦桑尼亚总理，2006年1月7日正式宣誓就任。
爱德华·洛瓦萨 生平
洛瓦萨出生于阿鲁沙，1973年在塔博拉的米拉姆博中学读完高中，先后获得达累斯萨拉姆大学戏剧艺术学位和英国巴斯大学的发展研究硕士学位。他曾在阿里·哈桑·姆维尼总统的第二届任期内担总理府的部长级主任职务，1995年被提名为坦桑尼亚革命党的总统候选人，但在早期的选举中就被淘汰。他回到议会中继续任后座议员至1997年被任命为部长级的副总统办公室主任，负责环境与贫困。2000年大选后，他担任水和畜牧业发展部部长，被赞为勤劳部长。2005年，他的多年好友贾卡亚·基奎特当选总统，12月29日提名洛瓦萨为总理，在议会中获得312票赞成，两票反对通过任命，并于次日正式宣誓就职。
2008年2月7日洛瓦萨因腐败指控宣布辞职。
2024年2月10日，洛瓦萨在三蘭港的當地醫院逝世，終年70歲。
微中子天文学
中微子天文学以测量中微子的流量为主要手段，研究天体物理过程。恒星内部的核反应、超新星爆发等过程都会发出大量的中微子。中微子是一种轻子，不参与强相互作用和电磁相互作用，与普通物质的反应截面很小，平均自由程很长，给探测带来了很大的困难。太阳中微子是在太阳内部核反应过程中产生的，在地球附近具有很高的流量。因为中微子与物质的弱相互作用，中微子提供了一个独特的机会去观察那些光学望远镜无法接触的过程。
中微子天文学领域仍然处于非常初期的阶段 - 唯一证实地球之外来源至今为止仅有太阳和超新星SN 1987A。
微中子天文学 历史
中微子第一次记录是被在1956年由克莱德·科温和弗雷德里克·莱因斯从一个核反应堆记录的。他们的发现荣获1995年度的诺贝尔物理学奖。
20世纪60年代晚期，在美国物理学家雷蒙德·戴维斯的领导下，美国在南达科他州一个深达1500米的金矿中建造了Homestake探测器，装了38万公升四氯乙烯溶液，用于测量太阳的中微子流量。但是观测到的流量与根据标准太阳模型计算的结果有很大的偏差，大约只有后者的三分之一，这就是著名的太阳中微子问题。
1982年，日本科学家小柴昌俊在一个深达1000米的废弃砷矿中领导建造了神冈探测器，最初目标是探测质子衰变，也可以利用中微子在水中产生的切连科夫辐射来探测中微子。1987年2月，在银河系的邻近星系大麦哲伦云中发生了超新星1987A的爆发。日本的神冈探测器和美国的Homestake探测器几乎同时接收到了来自超新星SN 1987A的19个中微子，这是人类首次探测到来自太阳系以外的中微子，在中微子天文学的历史上具有划时代的意义。
微中子天文学 历史
20世纪90年代，神冈探测器经过改造，名为超级神冈探测器，容量扩大了十倍。1998年，超级神冈探测器首次发现了中微子振荡的确切证据，表明三种中微子是可以相互转换的，为解决太阳中微子问题指明了道路。
第一代的海底中微子望远镜项目的开始与由Moisey马尔可夫在1960年的提案“......将探测器安装在深湖或深海，以及利用切伦科夫辐射的帮助来确定带电粒子的位置”。
第一个水下中微子望远镜开始于DUMAND项目。 DUMAND（）表示深海水下μ子中微子和探测器。该项目开始于1976年，虽然它最终被取消于1995年，它充当了很多在随后的几十年以来望远镜的先驱者
。
贝加尔湖中微子望远镜安装在俄罗斯贝加尔湖的南部。该探测器位于1.1公里深度,并且于1980年开始调查。在1993年，它是第一个部署用三串链条来重建μ介子的轨迹，以及在水下的第一记录大气中微子。
南極緲子和微中子觀測陣列（AMANDA）使用在南极约3公里厚的冰层和位于阿蒙森-史考特南極站数百米距离。AMANDA最终成为在2005年的IceCube的前身。
微中子天文学 21世纪
2001年，加拿大的萨德伯里中微子天文台发表了测量结果，探测到了太阳发出的全部三种中微子，证实了太阳中微子在达到地球途中发生了相互转换，三种中微子的总流量与标准太阳模型的预言符合得很好，基本解决了太阳中微子缺失的问题。
2002年，雷蒙德·戴维斯和小柴昌俊因在中微子天文学的开创性贡献而获得诺贝尔物理学奖。
第二代的深海中微子望远镜项目已经达到甚至超过最初由DUMAND项目先驱者们设想的尺寸。IceCube微中子觀測站位于南极，并纳入其前身南極緲子和微中子觀測陣列（AMANDA），于2010年12月完成。目前，它包括在水深1450米到2550的南极冰盖上安装了86串链条上的5160个数字光学模块。在地中海KM3NeT和GVD在它们的准备/原型阶段。IceCube仪器布置于1立方千米的冰中。 GVD也计划覆盖1立方千米，但有更高的能量阈值。 KM3NeT计划涵盖多个立方千米。无论KM3NeT和GVD可能在2017年完成，预计全部三个将形成一个全球性的中微子观测站。
微中子天文学 21世纪
2018年7月，冰立方中微子天文台宣布於2017年9月偵測到一顆微中子，該微中子來自37億光年遠的獵戶座耀變體TXS 0506+056。這是人類第一次使用微中子探測器來定位太空中的物體。
微中子天文学 检测方法
由于中微子与物质只有很少的相互作用，所以冲过地球的太阳中微子的巨大通量给1036个靶原子足够以产生1个相互作用，并且每一个相互作用只产生少数光子或一个嬗变原子。中微子相互作用的观察需要一个大的检测器质量，以及一个敏感的放大系统。
棒状引力波探测器
棒状引力波探测器是最早的一种引力波探测器，是20世纪60年代美国马里兰大学的约瑟夫·韦伯（Joseph Weber）首先制造的，因此也稱为韋伯棒（）。采用铝质实心圆柱，长2米，直径1米，用细丝悬挂起来。这样的圆柱具有很高的品质因子（阻尼系数的倒数），振动时的能量损失率很小，本征频率在1kHz以上。当引力波照射到圆柱上时圆柱会发生，继而可以通过安装在圆柱周围的压电传感器检测出来。它的缺点是容易受到地震、空气振动、温度和湿度变化、空气分子布朗运动的干扰。为排除这些干扰，韦伯在相距1000公里的地方放置了两个相同的棒状探测器，只有两个探测器同时检测到的振动才被记录下来。1969年，韦伯宣称他的探测器得到了可靠的结果，立刻引起轰动，但是后来的重复实验都得到了零结果，并且发现韦伯的棒状探测器的噪声远远大于引力波带来的响应。此后意大利、澳大利亚、美国的科学家都相继建造了类似的铝质圆柱形探测器，有的采取了更复杂的减震、低温、真空等措施排除干扰，如意大利在罗马附近建造的重2.3吨、温度冷却到0.1K的棒状波探测器。但是这些探测器都没有得到令人信服的证据。
引力波天文学
引力波天文学（英語：）是观测天文学20世纪中叶以来逐渐兴起的一个新兴分支，其发展基础是广义相对论中引力的辐射理论在各类相对论性天体系统研究中的应用。传统天文学主要是使用电磁波來觀測各種天體系統，而引力波天文学則是通过引力波来观测发出引力辐射的天体系统。由于万有引力相互作用和电磁相互作用相比强度十分微弱，引力波的直接观测需要利用到當今最高端科技。:第1.2.1節
阿尔伯特·爱因斯坦於1915年发表广义相对论，隔年他又在理论上预言引力波的存在。然而，在之後一世紀時間，引力波都未能在实验上直接被检测到。間接的觀測最早是1974年普林斯顿大学的拉塞尔·赫尔斯和约瑟夫·泰勒发现的脉冲双星，PSR 1913+16，其軌道的演化遵守引力波理論的預測，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引力波理論的預測。
引力波天文学
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，莱纳·魏斯及基普·索恩因领导此项工作而荣获2017年诺贝尔物理学奖。
引力波天文学 概述
广义相对论预言下的引力波来自于宇宙间带有强引力场的天文学或宇宙学波源，近半个世纪以来的天体物理学研究表明，引力辐射在天体系统中出现的场合非常丰富。这些可期待的波源包括银河系内的聯星（白矮星、中子星或黑洞等致密星体组成的双星）、河外星系内的超大质量黑洞的併合、脉冲星的自转、超新星爆发、大爆炸留下的背景辐射的引力波分量、构成天体的粒子的热运动（热辐射的引力波分量）等等。:第2節引力波的观测意义不仅在于对广义相对论的直接验证，更在于它能够提供一个观测宇宙的新途径，就像观测天文学从可见光天文学扩展到全波段天文学那样极大扩展人类的视野。传统的观测天文学完全依靠对电磁辐射的探测，而引力波天文学的出现则标志着观测手段已经开始超越电磁相互作用的范畴，引力波观测将揭示关于恒星、星系以及宇宙更多前所未知的信息。:第9.2節
天文學者可以兼用電磁輻射、微中子、引力波來做天文觀察，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。:313-318
引力波天文学 特点
与基于电磁波观测的传统观测天文学不同，引力波天文学具有如下特点：:第1節
引力波天文学 当代引力波天体物理学
引力辐射在很多已知的天体系统的动力学中都起到了很显著的影响。这里列举了几个引力辐射在某些天体系统中的著名应用，某些应用如脉冲双星PSR1913+16是引力波间接观测的典型实例，但更多的应用还只是理论上的解释。
最早的天体系统中的引力辐射效应解释是由加利福尼亚大学圣塔克鲁兹分校的约翰·福柯纳（John Faulkner）首先提出的，他的模型是一个激变双星系统。这类系统一般都包含有新星，存在着白矮星从其伴星（在福柯纳的模型中是一颗红矮星）吸积物质的过程。与中子星的吸积过程中氢元素很快转变为重元素不同，白矮星吸积过程中的氢元素会不断积累最后导致链式核反应，从而形成系统对外可见的突发辐射，因此系统被命名为激变变星。:第7.1節
引力波天文学 当代引力波天体物理学
福柯纳计算了一个同时满足质量和角动量守恒的圆轨道激变变星模型。从简单的牛顿动力学就可以推导出在吸积过程中，如果质量从较大质量恒星向较小质量恒星转移，系统的轨道会收缩，相反方向的转移则会造成轨道扩张。存在有白矮星吸积的变星系统中，随着质量向较小质量恒星的转移，两颗恒星的距离逐渐被拉近，其结果会进一步使吸积速率越来越快；直到两颗恒星质量通过吸积达到相等状态后，吸积过程成为了较小质量恒星向新的大质量恒星的质量转移，这将导致系统的轨道扩张和两颗恒星距离拉开。在这种情形下，吸积的速率本该逐渐降低，但實際观测到的是吸积速率保持基本恒定。福柯纳指出轨道运动辐射出的引力波会携带一部分角动量，从而使两颗恒星的距离保持接近的趋势，即轨道扩张和引力辐射两种效应整体上共同决定了吸积速率保持恒定。福柯纳运用四极矩公式與簡單牛頓軌道動力學來计算激变变星的引力辐射效应，其结果和实验观测相当符合。:第7.1節
引力波天文学 当代引力波天体物理学
轨道系统的引力辐射效应中，最著名的例子之一是1975年普林斯顿大学的赫爾斯和泰勒发现的脉冲双星，PSR 1913+16（也被称作PSR B1913+16）。这一系统由两颗圍繞著它們共同質心運轉的中子星所构成，是首个被发现的脉冲双星。脉冲星是一个稳定的时钟，这使得人们能够运用非相对论的数据分析方法，从脉冲信号的抵达时间，推算出系统轨道的基本参量（如脉冲星轨道的半长轴的投影、zh-Hans:偏心率;zh-Hant:離心率、軌道周期等），而从广义相对论导致的抵达时间变化能够推算出与相对论效应有关的参量（如近星点的进动角速率、zh-Hans:引力红移;zh-Hant:重力紅移等），从这些参量可以进一步推算出zh-Hans:双星系统;zh-Hant:聯星的倾斜度、质量等（得到的两颗恒星质量都在1.4倍太阳质量左右）。:第3節
引力波天文学 当代引力波天体物理学
zh-Hans:引力;zh-Hant:重力辐射导致的系统动能损失表现为轨道的衰减，进一步表现为轨道运动周期的逐渐降低，理论计算得到的每秒钟内的周期变化为秒。这一理论预言和实验观测结果符合得相当好，而实验观测误差则低于1%。這是迄今为止，人类在引力辐射領域对爱因斯坦方程正确性的验证中，这个实验是精确度最高的。:第2.1.2節:第2節
1971年，应用四极矩公式，印度物理学家钱德拉塞卡计算自转星體的简正模式振動的本征频率的修正，他很驚訝地发现，在某些模式下，引力辐射的耦合可能會导致星體的不稳定性。之後，威斯康星大学密尔沃基分校的约翰·弗里德曼（John Friedman）和卡迪夫大学的伯纳德·舒尔茨的研究揭示，在牛顿力学中某特定模式下呈稳定狀態的星体在广义相对论中会变得不稳定，这一改变有一个关键的表征：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。如果旋转中的星體是一个理想流体星體，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不稳定性:第2.1.3節。
引力波天文学 当代引力波天体物理学
之后，马里兰大学的黎伊·林德布洛姆（Lee Lindblom）和史蒂芬·戴特维勒（Steven Detweiler）指出，對於非理想流体星體的案例，因星体粘性作用产生的不稳定性和因引力辐射造成的CFS不稳定性，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，這模式即為四极矩模式。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。:第2.1.3節
引力波天文学 当代引力波天体物理学
1997年华盛顿大学圣路易斯分校的尼爾斯·安德森（Nils Andersson）首先提出，自转星體在另一类牛顿力学下的模式同樣地也會不稳定，这模式被称作「罗斯比模式 」或「r模式」。这是 动量主导的模式，即引力辐射源自於质量流的四极矩，而非质量的四极矩。其後，安德森等人的诸多研究表明，这种引力辐射导致的不稳定性在高温高速旋转的星體中表现得非常强勁，而这类星體正是对应着处于r模式的高速自转的年轻的中子星，其引力辐射的效应要强于星体本身的粘性，其结果就是不稳定性严重限制了中子星的自转频率。在这些中子星形成初期它们的自转频率都很高，伴随着引力辐射损失大部分角动量，估计算在约一年的时间内其频率可降至最大值的7.6%，温度也可從設定的初始值降至。加州理工学院的林德布洛姆、班傑明·欧文（Benjamin Owen）和威斯康星大学密尔沃基分校的莎朗·莫辛克（Sharon Morsink）预计，随着星体的逐渐冷却至超流体的临界温度，中子星具有的超流动性會完全抑制了r模式的不稳定性，这些较老的中子星有可能通过吸积的途径重新获得角动量从而使自转加快。这一理论的重要性在於，它或许能够解释为什么所有已知的年轻的中子星，相对于较老的毫秒脉冲星，自转速度较慢十倍左右，从而对中子星的早期演化有一个更全面深入的了解。:第2.1.3節
引力波天文学 当代引力波天体物理学
罗西探测器的观测证明某一类特定的X射线源：低质量X射线双星系统内存在具有相当窄频自旋的中子星，它们的特性是，吸积的速度很快（每年可传递10−11倍太阳质量），磁场比较微弱（小于1011高斯）。这些中子星被认为能够通过吸积获得持续增长的角动量，从最初的低频自旋逐渐变为高频的毫秒脉冲星。从这个假设直接推導出的論述是，对这种类型的中子星进行观测时會观测到它们的频率覆盖了一个很宽的频谱范围。但事实并非如此，它们的自旋频率都大于250赫兹但小于500赫兹，其中有很多都在240-360赫兹區域內。:摘要
对这一现象目前最合理的解释是由拉尔斯·比尔德斯滕提出的，即引力辐射消耗了吸积得到的角动量，从而限制了自旋速率。他提出如下机制： 各向异性的吸积在中子星表殼形成了一个温度梯度，从而导致在核心形成了处于定域平衡态的质量梯度，更導致形成密度梯度，然後通过星體的自旋使得發射出引力辐射。增加的角动量被引力辐射消耗殆盡，因此使中子星的自旋速度保持稳定。在这种机制下，中子星放射出的引力波的光度将和测量到的X射线的通量成正比，因为X射线的通量本身也和被引力辐射消耗的角动量增量成正比。如果这种机制是正确的，天蠍座的X射线源X-1将同时辐射可观测的X射线和引力波，現今運作中的第一代干涉儀或許有可能探測到該引力波。:第7.3.5節:摘要
宇宙背景探测者（COBE）对宇宙微波背景辐射 在各向异性方面的最初观测开启了对早期宇宙研究的新窗口。而由美国国家航空航天局发射的威尔金森微波各向异性探测器（WMAP）和由欧洲空间局发射的普朗克探测器能够显著提高对这种小尺度的各向异性观测的灵敏度。这些小尺度的各向异性有可能来自大爆炸留下的微波背景辐射，也有可能来自宇宙早期的质量密度微扰形成的引力背景辐射，因此原则上能够为早期宇宙形成时留下的引力背景辐射的能量密度提供约束条件。:第2.1.5節
尽管这些探测器不能区分来自不同原因的各向异性，但目前为止这是对极低频的引力背景辐射探测的唯一手段。这些引力波所携带的信息将有助于理解早期星系形成以及利用各向异性测量宇宙学参数。而现有的引力波探测器原则上也能够测量引力波的背景辐射，但即使它们的灵敏度达到了能够测量的程度，它們的測量也仅限于较短波长的范围内，因为受干涉臂长的限制，引力波探测器无法对太长波长的引力波进行测量。:第8.1.4節:第2.1.5節
引力波天文学 研究对象
引力波天文学这个名称现在已经脱离了单纯意义上的观测天文学范畴，粗略来讲引力波天文学涉及以广义相对论为基础的理论和实验天体物理学、激光物理、数字信号处理、控制论、概率统计等多方面的领域。伯纳德·舒尔茨曾列出成功观测引力波的五条关键要素：:1
从这五条要素可以将引力波天文学大致划归为三个方向：引力波源、引力波探测器、數據分析。
研究对象为第2条和第5条，主要研究被认为可观测引力波源的物理性质，从理论上计算具体的引力波源产生的引力波的波形，以及这些特定的波源在星系中的数量和在某一时空范围内被观测到的几率。:1
天体物理学中研究的电磁波谱是從赫兹開始，向上延伸20个数量级；:第1節而引力波谱通常最高为赫兹，也向下延伸20个数量级左右，范围从最高频的超新星引力坍缩和毫秒脉冲星到最低频的宇宙早期量子涨落，涵盖种类繁多的天体系统。:第2節
引力波天文学 研究对象
近年来关于引力辐射理论的研究着重于使用不同的近似来研究二体问题，主要原因在于双星系统是重要的引力波源，而且在相对论力学中二体问题并不像牛顿力学中的二体问题那么容易解析，必須徹底了解二體系統的演化，才能夠從觀測數據中萃取所有可獲得的信息。在相对论力学中，二体问题只能得到近似解，這是因為在处理辐射场以及处理非线性的爱因斯坦方程方面碰到嚴峻瓶頸。最直接的办法是后牛顿力学近似方法、數值模擬或微擾理論。:第2.2節
引力波天文学 研究对象
对于一般的双星系统，最常见的解法是用后牛顿力学近似方法做出的解析近似，這方法可以在低階近似時給出牛頓力學描述，在高階近似時給出廣義相對論效應。后牛顿展开至最低2.5阶才會出現引力辐射效應，即展开至的2.5幂次方项（展开至2阶时系统动量-能量仍然守恒，无引力辐射），习惯记做2.5PN:第2.2節。為了要預測雙星系統的物理行為，后牛顿方法必須至少展开到3PN。研究3PN展开獲得重要結果主要有兩個團隊，一個是塞包特·达莫（Thibault Damour），皮歐特·杰拉诺斯基（Piotr Jaranowski）和葛哈德·萨法（Gerhard Schäfer）團隊，其采用广义相对论的ADM-哈密顿量形式，另一個是范妮莎·德·安德雷德（Vanessa de Andrade）、路克·布兰谢（Luc Blanchet）和紀堯姆·法耶（Guillaume Faye）團隊，其直接在谐振坐标下计算运动方程。这两种算法的结果在物理上被证明等价，为寻找来自双星系统的引力波信号提供了可信的模板。:第1.2節当今，后牛顿展开近似的最高阶数为5.5PN，为大阪大学的佐佐木节等人所得出。
引力波天文学 研究对象
原則而言，任意實際可能出來的相對論性系統都可以用電腦進行數值模擬，不論引力場有多麼強勁，不論速度有多麼快捷。數值模擬能夠被用來研究雙星演化的最終階段，這包括了它們的併合，以及任何後牛頓近似方法不適用之處。然而，儘管這方法能夠處理完全相對論性與非線性的廣義相對論問題，它仍舊被視為只是一種近似方法，因為時空並沒有被分解至無限精確度。數值模擬的準確度通常可以用收斂考驗來作判別，更詳細地說，使用不同的分辨率來做數值模擬，所獲得的結果應該找不出任何意想不到的差別，否則可以判別這數值模擬不夠準確。:第6.5節
引力波天文学 研究对象
引力波探测器的研究对象为第1条和第4条，主要研究引力波探测器的设计和构造原理，噪声分析以及探测器对引力波的响应。引力波探测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，現在探測引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引力波所產生的效應，從而尋找引力波的蛛絲馬跡。電磁波束探測器有很多種系統，主要的地面激光干涉儀有LIGO與VIRGO等等，LISA是正在籌劃與興建中的空間激光干涉儀，除了干涉儀以外，航天器测距與脈衝星計時也是很好的方法。:第4節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引力波。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引力波。:224-226
引力波天文学 研究对象
现今一般的激光干涉儀的基本构造是一个干涉测量系统，在探测器的设计中需要考虑如何正确测量到干涉信号，以及如何测量到有用的引力波信号。引力波探测器是否能够达到探测各种引力波源的要求，探测器的灵敏度是决定因素。探测器的灵敏度应该相当于或优于可观测的引力辐射，地面引力探測器的靈敏度通常為 h ≈ 10−21 至 10−22:第3.2節，但在实际应用中由于各种随机噪声的影响总是存在，这些噪声是制约探测器灵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、引力梯度燥聲:第3.3.1節。每一種引力波探测器都有其特定的频域下的灵敏度曲线，灵敏度曲线是由特定频域下的主导噪声决定的，例如，地面引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。通常情况下，噪声的数量级远超过探测器的灵敏度要求，因此需要找到所有可能造成影响的噪声源，并尽可能将这些噪声降低至灵敏度的要求，否则真正的引力波信号就会淹没在噪声的海洋中无法识别。:224-226
如何降噪是引力波探测器设计制造的关键环节之一，在实际应用中探测器有各种降噪手段，包括被广泛采用的自动控制的方法，通过反馈信号将参数稳定在规定的目标范围内。例如对激光干涉空间天线（LISA）而言，主要的噪声源来自探测器本身的激光频率噪声，LISA因此有其相应的激光频率降噪技术，包括光学谐振腔相位調變的解调技術、时间延迟干涉测量术等。而引力波信号传播到探测器时，由于受到地球自转和公转的多普勒调制，频率、振幅、相位等参数会发生改变；加上坐标变换、探测器本身对引力波存在特定的响应模式（即天线样式，Antenna Pattern）等因素，探测器得到的引力波信号和其在TT规范下的形式会很不相同，这也是引力波探测器的研究内容之一。
研究对象为第3条和第4条，通过对观测结果进行数据分析，寻找到可能的引力波信号。
引力波探测器的探测结果是一个同时遍布噪声和探测器对引力波信号响应的时间序列:第4.1節:第3節：
；
其中，是測量到的帶有噪聲的引力波信號，和分别是探测器对引力波两种偏振态的响应模式（天线样式），和分别是引力波的兩種偏振態的分量，是随机噪声。
数据分析的基本出发点是通过傅立叶变换（例如应用快速傅立叶算法）将这个时间序列转换到频域。但由于随机噪声的存在，分析这些数据时需要考虑到其不确定性，这需要用到概率論。对于概率存在两种诠释：频率概率和贝叶斯概率，引力波信号的数据分析一般也分为相应的方法，其中对应频率概率的最常见的分析方法叫做模式匹配算法。在通信工程中，模式匹配算法是辨识信号的常用算法，它的基本思路是将信号模板（已知信号）和观测结果（未知信号）进行互相关运算，然後从观测结果中找到信号模板是否存在。对于波形能够得到准确预知的引力波信号，这种算法理论上是可行的。:第4.1節
除此之外，某些场合还对数据结果有特殊要求，例如LISA在处理数据时需要对结果进行高精度的插值以消除计时误差的影响，这种算法叫做分数延迟滤波。
薩德伯里微中子觀測站
薩德伯里微中子觀測站（英語：，缩写为）是位於加拿大安大略省薩德伯里2100米深的镍矿中的中微子觀測站。因為對於中微子振盪的發現做出重大貢獻，SNO實驗主任阿瑟·麥克唐納榮獲2015年諾貝爾物理學獎。薩德伯里微中子觀測站的建立是為了要研究太陽中微子問題。觀測站的中微子探測器主要是用來探測太陽中微子，通過它們與重水的相互作用。探測器從1999年5月開始啟用，直到2006年11月為止。雖然探測器已停止運作，在未來數年中，SNO團隊仍會繼續分析在那段時期獲得的數據。現今（2015年），已被擴充的地下實驗室仍舊繼續被用來進行其它SNOLAB實驗。SNO的設備正在整修，準備未來用於SNO+實驗。
薩德伯里微中子觀測站 實驗動機
早於1960年代，就已有實驗獲得關於太陽中微子抵達地球的測量數據。在SNO實驗之前，所有實驗都只觀測到大約為標準太陽模型所預測的中微子數量的1/3至1/2。這效應被稱為太陽中微子問題。幾十年來，很多理論被提出來解釋這效應。其中一個是中微子振盪假說。
1984年，爾灣加州大學物理學教授赫伯特·陳 (陈华生) 最先指出，重水是製作太陽中微子探測器的優良材料。與其它先前探測器不同，使用重水為材料的探測器能夠感受到兩種反應，一種會感受到所有風味的中微子，另一種只會感受到電中微子，因此，這探測器可以直接測量中微子振盪。薩德伯里的科瑞頓礦井是全世界最深的礦之一，背景輻射非常低，因此很快地就被確認為安置赫伯特·陳所提議的實驗的理想地點。同年，SNO團隊舉行第一次會議。1990年，實驗計畫正式被批准。
在這實驗裏，當中微子與重水相互作用時，會出現相對論性電子以高速度移動經過重水，因切连科夫效应而產生藍色光錐。中微子探測器可以直接探測到這藍色光波。
薩德伯里微中子觀測站 探測器細節
SNO探測器的主要部分是一个直径12米的球形容器，里面装有1000吨重水，容器壁用丙烯酸脂制成，厚度为5厘米，在容器的外面有一個直徑17米的測地球，在測地球裏面安装了9600个光电倍增管，用於探测切连科夫辐射。為了給予浮力與輻射屏蔽，整个探测器浸泡在直徑22米34米高的装满普通水的圆柱形腔中，在全世界裏，這麼深的地下腔之中，這是最大的地下腔，為了預防岩爆，需要使用高功能锚杆支护技術。安装在安大略省薩德伯里的科瑞頓礦井裏，深度达到2100米，这样做的目的是利用地层对宇宙线进行屏蔽，以减轻干扰。
SNO的控制室與設備室都維持在潔淨室狀況。整個設施大部分維持在級別 3000標準的潔淨度，即尺寸不小於1 μm的粒子少於3000個每1 m3空氣；載有探測器的圓柱形腔維持在級別 1000標準的潔淨度。
在電性流相互作用裏，中微子將重氫裏的中子變為質子，並且釋出一個電子：
；
其中，是電微中子，是重氫，是質子，是電子。
薩德伯里微中子觀測站 探測器細節
太陽中微子的能量小於緲子與陶子的質量，因此只有電中微子能夠參與反應。釋出的電子會帶走中微子的大部分能量，由於這能量相當強大，電子會以相對論性速度被發射出來。由於這速度大於光子移動於水中的速度，因此會產生切连科夫辐射，可以被光电倍增管探測到，而輻照度則與入射中微子的能量呈正比。釋出的電子朝著所有方向發射，但它們稍微比較青睞朝著中微子源的方向發射。標準太陽模型預言，SNO實驗每日大約會發生30個電性流事件。
在中性流相互作用裏，中微子離解了重氫，將其分裂成中子、質子：
；
其中，是任意一種中微子，是中子。
中微子因此會失去一些能量，但仍舊繼續存在。三種中微子參與這相互作用的可能性都相同。中子的捕獲截面會隨著中子的慢化而增加。隨著中子接連地散射於重水，中子的能量會降低，速度越來越慢，最終會被水的原子核捕獲，同時發射出伽瑪射線，其與電子發生散射，傳輸能量給電子，從而產生可被探測的切连科夫輻射。慢化過程摧毀了所有能量信息與方向信息。SNO實驗發展出兩種方法來改善探測效率。一種方法使用氦-3正比計數器，另一種方法使用氯鹽。標準太陽模型預言，SNO實驗每日大約會發生30個中性流事件。:28