ticoAg/ChineseCorpus-Kaggle-fanti huggingface dataset:
1916年，阿爾伯特·愛因斯坦即根據廣義相對論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，由於不斷散發重力波而失去能量，因此逐漸相互靠近，這現象為重力波的存在提供了第一個間接證據。科學家也利用重力波探測器來觀測重力波現象，如簡稱LIGO的激光干涉重力波天文臺。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日首次直接觀察到重力波，其源自於雙黑洞合併。之後，又陸續多次觀察到重力波事件，例如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臺正在建造。2017年，萊納·魏斯、巴里·巴利許與基普·索恩因成功觀察到重力波，而獲得諾貝爾物理學獎。
-{zh-hant:宇宙的歷史。根據推測，大爆炸剛發生後的超光速暴脹過程產生了重力波。; zh-hans:宇宙的歷史。根據推測，大爆炸剛發生后的超光速暴漲過程產生了重力波。}-
愛因斯坦廣義相對論所描述的重力，是時空扭曲所產生的一種現象。質量可以導致這種扭曲，質量越大所造成的時空扭曲也越大。當物質在時空中運動時，時空的扭曲也會跟著移動。這些有加速度的物體運動時所產生的扭曲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。
當重力波通過遠處的觀測者時，觀測者會因為觀察到形變而發現時空被彎曲了–兩個自由物體之間的距離會有節奏地波動，頻率與該重力波相同。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震幅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大、加速度高，因此在合併時會發射出強大的重力波，但因為距離尺度之大，此重力波到達地球時已經低於波源處的10?20倍。科學家不斷使用更靈敏的偵測儀來偵測這種極細微的重力波存在。最為敏感的偵測器位於LIGO和VIRGO天文臺，2012年時靈敏度為。歐洲太空總署正在發展一座用來探測重力波的太空天文臺，雷射干涉太空天線，簡稱LISA。
重力波能夠穿透電磁波所無法穿透的空間，重力波能夠幫助了解黑洞合併或位於宇宙遠處的各種天體。重力波可讓我們探索無法用光學望遠鏡和無線電望遠鏡等傳統方式觀測的天體，因此重力波天文學使我們能夠用新的方式來了解宇宙的運行。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。
重力波理論上可以任何頻率存在，但頻率極低的幾乎無法探測，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·伊斯雷爾預測，可以被探測到的重力波頻率在10?7 Hz和1011 Hz之間。
昂利·龐加萊是最偉大的理論天文學者之一。
1905年，昂利·龐加萊最先建議，如同有加速度的電荷會生成電磁波，有加速度的質量在重力的相對論場中運動也會生成重力波。1915年阿爾伯特·愛因斯坦發表廣義相對論時，則對於龐加萊的觀點抱持懷疑態度，因重力不似電荷有偶極子的概念，但他仍然使用了這個概念去推導重力波的樣貌。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」。
發表後，愛因斯坦所使用的近似與假設則引起了學界更多的疑問，甚至連愛因斯坦自己也對自己的推導出缺乏信心。1922年，亞瑟·愛丁頓指出在愛因斯坦的三種重力波中，有兩種在不同座標系統中推導出的傳播速度不相同，暗示著重力波能以任意速度傳播，愛丁頓詼諧地稱它們以「想像的速度」傳播。因此學界也開始質疑，對於剩下的橫橫波－愛丁頓所證不論任何座標系統下，橫橫波皆以光速傳播－是否具有物理意義。
1936年，愛因斯坦與納森·羅森在《物理評論》中發表的《重力波存在嗎？》一文中表示，重力波在廣義相對論中不存在，因為每一道場方程式的解都會出現奇點。《物理評論》的主編將原稿交給同行審查，發現原稿提到的這些奇點是因用了圓柱形座標產生的座標奇點，對原本的理論不造成傷害。主編於是將這問題告知愛因斯坦。然而，因愛因斯坦不清楚「同儕評鑑」的概念，憤而撤回原稿，並從此再也不在《物理評論》發表論文。儘管如此，他的助理利奧波德·英費爾德與羅伯遜連絡後，成功地說服愛因斯坦相信同行批評，相反結論的文章改名為《論重力波》，轉發表於《》。1956年，英國理論物理學者，在論文《論黎曼張量的物理意義》裡，則補救了原理論中使用不同坐標系得到的不同結論，並將其改寫為可供觀察的黎曼曲率張量來表達重力波，此方法能夠迴避因座標系產生的難題，並且展示出，粒子會在重力波通過時來回震盪。
皮拉尼的論文並未獲得重視，因為當時學界正專注於另一問題：重力波是否傳輸能量？在北卡羅萊納大學教堂山分校舉辦的「第一次廣義相對論大會」中，理查·費曼提出一個思想實驗，名為，其表明，假設在一根棍子上有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，表示重力波在做機械功，因此重力波會傳輸能量。
教堂山會議之後，設計並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。且於隔年表示，經常探測到源自於銀河系中心的重力波訊號。然而這引起學界質疑此實驗的合理性，因按其結果推算的能量損失速度，本銀河系的年齡應遠短於所推測的年齡。這些質疑到了70年代中期變得合理，因很多其他實驗團隊無法從自己的韋伯棒中證明實驗的再現性，因此到了1970年代晚期韋伯的實驗結果已被學界公認為是有謬誤的。
但，重力波存在的間接證據大約也在同時期出現，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，此也使得兩位物理學家在1993年獲得諾貝爾物理學獎。1979年，在脈衝星計時觀測中發現，這個雙星系統在互相公轉時，由於散發重力輻射而失去能量及角動量，導致彼此距離逐漸靠近，此與廣義相對論的預測相符合。。
這個間接證據刺激了更多的研究，即使在韋伯的實驗失敗後，一些團隊致力於改良韋伯的實驗，另外有一些團隊則研究用其他方式來偵測，俄國物理學者與於1962年，發表使用干涉儀來探測重力波的方法。幾年後，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激光干涉重力波天文臺（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計畫獲得批準，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。
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 百萬秒差距（13億光年）之遠的由兩個質量分別為倍太陽質量和倍太陽質量的黑洞合併，最終形成質量為倍太陽質量的黑洞。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 百萬秒差距（14億光年）之遠的由兩個質量分別為倍太陽質量、倍太陽質量的黑洞合併成為質量為倍太陽質量的黑洞。 2017年1月4日，第三次探測到重力波，波源離地球有880 百萬秒差距（29億光年）之遠，是由兩個質量分別為倍太陽質量、倍太陽質量的黑洞合併後，形成質量為倍太陽質量的黑洞。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 倍和 倍的兩個大型黑洞，在大約百萬秒差距（億光年）處合併為一。這次的重力波訊號，是LIGO的兩臺重力波探測器和Virgo歐洲重力波探測器，共三臺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倍，這意味著大約個太陽質量在合併過程中被轉化為重力波能量。由於是三臺同時偵測到，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的三臺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。約11小時之後，位於智利的望遠鏡在引力波源區域發現到光學瞬變天文事件，其位於長蛇座的星系NGC 4993。學者認為，兩個中子星相互碰撞，首先產生引力波事件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，象徵著的新時代已經來臨。
一個由粒子組成的環在十字型偏振重力波下的作用
一個由粒子組成的環在交叉型偏振重力波下的作用
要了解重力波通過觀測者時的作用，可以想像一個完全平坦的時空區域，裡面有一組靜止的試驗粒子形成一個平面。當重力波沿著垂直於該平面的方向通過這些粒子時，它們就會隨著扭曲了的時空而「十字形」擺動（見右邊動畫）。試驗粒子所包圍之面積不變，而且粒子不會沿波傳遞方向運動。當橫向粒子距離最大時，縱向的粒子距離就最小；相反，橫向離子距離最小時，縱向粒子距離就最大。
動畫大大誇大了粒子的擺動，重力波的振幅實際上是非常小的。兩個質量互相作圓周軌道運動，就可以產生這種效果。在這種情況下，重力波的振幅不變，但其偏振平面會以公轉週期的兩倍旋轉。所以重力波大小（週期性時空應變）會隨時間改變，如動畫所示。如果軌道呈橢圓形，則振幅本身也會隨時間變化。
正如其他波一樣，重力波也有幾項特徵屬性：
* 振幅：通常記作''h''，描述波大小的一個純量，是兩個粒子間距離的最大擠壓度佔原距離的比例。動畫中的振幅大約為''h''=0.5(50%)。兩個黑洞合併時所產生的重力波在通過地球時，振幅只有''h''~10?21。
*頻率：通常記作''f''，波振動的頻率（1除以兩次最大擠壓之間的時間間隔，週期的倒數）。
*波長：通常記作''λ''，波的兩個最大擠壓處之間的空間間隔。
*速度：波傳播的速度。在廣義相對論中，重力波以光速''c''傳播。
重力波的速度、波長和頻率之間的關係為''c = λ f''，這與電磁波的對應方程相同。例如，動畫中的粒子大約每2秒擺動一次，即頻率為0.5&nbsp;Hz，並可計算出波長約為600,000&nbsp;km，即大約地球直徑的47倍。
以上例子假設了波具有「十字型」線性偏振，記作。和光波的偏振不同的是，重力波的偏振之間呈45度角，而非90度。如果偏振為「交叉型」，那麼試驗粒子的波動十分相似，只是方向旋轉了45度，正如第二幅動畫所示。和光波一樣，重力波偏振還可以以圓偏振波表示。重力波的偏振取決於波源的性質和角度。
重力波的光度為一個四極矩對時間作三階導數的函數。
一個典型系統的四極矩分量具有的量級，''M''是指系統的質量，''R''是系統的半徑，因此可以認為這一分量對時間的二階導數具有的量級，其中是系統內部引起引力輻射的運動速度的平方。則代入四極矩公式可得輻射的重力波強度為：
注意到這里就是波源外部距離為''r''處的牛頓引力勢，重力波強度與外部引力勢的比值為
根據自引力系統的位力定理，這個比值不能大于波源內部牛頓引力勢的最大值。這樣得到了一個很方便實用的估算重力波振幅上限的方法。
對于一個在室女座星系團內放出引力輻射的中子星，可估算出其引力輻射的上限為5。幾十年來，科學家都利用這種方法來估算重力波探測器靈敏度的最低要求。
對某些特殊的重力波源而言，其引力輻射頻率是受波源運動直接制約的，例如一個自轉的脈沖星的引力輻射頻率是其自轉頻率的兩倍。但對大多數雙星系統，引力輻射頻率和其自然頻率相關，自然頻率定義為
這里是波源的能量-質量的平均密度。對雙星系統這個頻率和其軌道頻率有相同的數量級。
很顯然波源的質量''M''和尺寸半徑''R''決定了它的自然頻率，對球體而言有。對一個質量為1.4倍太陽質量，半徑為10千米的中子星，其自然頻率為1.9千赫茲；對一個質量為10倍太陽質量，視界半徑為30千米的黑洞，其自然頻率為1千赫茲；而對于質量為2.5倍太陽質量，位于銀河系中心的超大質量黑洞，其自然頻率為4毫赫茲，因為其密度反而更低。從自然頻率估計的引力輻射頻率一般來說在數量級上是正確的，本質上是一個快捷但很粗略的估計，得到是其真實頻率的上限。
LIGO和LISA主要探測的波源頻域分布。橫軸為頻率，縱軸為重力波振幅。
重力波的產生，是由於加速度運動及其加速度的變化，且此不可為完美球形對稱之運動（如擴張或收縮中的球體）或對稱之旋轉（如旋轉中的圓盤或球體）。例如，一個啞鈴以其把手鐵桿作為對稱軸旋轉，則不會產生重力波，但如果將其置於地面，以其質心作為圓心旋轉（即旋轉軸垂直於連接啞鈴兩端的把手），則會產生重力波，一支鉛筆的旋轉會否產生重力波，要看其旋轉軸，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；又例如，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。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 。
以下提供一些例子：
* 兩個天體互相繞行，如行星繞行恆星運動，會輻射重力波。
* 非軸向對稱之小行星的自轉－意即若其赤道處有許多坑洞或顛簸－會輻射重力波。
* 超新星通常會產生重力波，除非其爆炸之形狀為完美對稱，而這幾乎不可能。
* 一個不會自轉的固態天體以等速度運動時不會產生重力波。（此即動量守恆定律）
* 一個旋轉中的圓盤不會輻射重力波。（此即角動量守恆定律，但其會有重力磁性）
* 球形脈動的球狀星體（單極矩或質量不為0，但四極矩為0）不會輻射重力波。（詳細請見Birkhoff's theorem）
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&nbsp;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&nbsp;mHz至1&nbsp;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，能用太空激光干涉儀和航天器多普勒跟蹤方法來偵測。1&nbsp;nHz至1&nbsp;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&nbsp;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。
雙星系統繞質心運動的示意圖，在牛頓力學中這個軌道總是穩定的，但在相對論力學下引力輻射會造成軌道的緩慢收縮
能夠輻射可觀測量級重力波的密近雙星系統包括白矮星、中子星和黑洞等致密恒星組成的雙星系統，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等地面探測器和空間探測器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，雙星系統的引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、合并、自轉減緩三相。
引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，兩顆恒星逐漸接近。換句話說，它們發生引力輻射的時間尺度遠大于其公轉周期，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后牛頓近似方法。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系。地面探測器可探測的雙星包括中子星和恒星質量黑洞，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勃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并態：兩顆恒星接近后發生猛烈的接觸合并成一個黑洞，并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于角動量守恒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），這里后牛頓近似方法不適用（參見恒星質量黑洞一節）；這個合并形成的黑洞隨后進入自轉減緩態，隨著引力輻射黑洞的自轉頻率逐漸降低，最后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，在可觀測的范圍內它們的數量要少于中子星-白矮星組成的雙星系統，更少于宇宙中廣泛存在的低頻（10?5至10?1&nbsp;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于像PSR B1913+16這樣處于軌道收縮態的雙中子星。這是由于大多數恒星都具有較小的質量，而大多數恒星又都是雙星。據估計，LISA有可能發現上千個這樣的雙白矮星系統，其發現概率遠大于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于1毫赫茲的背景噪聲，這種背景噪聲叫做「迷惑噪聲」，它將高于LISA本身的儀器噪聲，但這些噪聲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，盡管也能夠形成高至1赫茲頻率的背景噪聲，其程度仍然遠在LISA的儀器噪聲之下。
蟹狀星云，藍色部分為錢德拉X射線天文臺拍攝的X射線圖像，紅色部分為可見光圖像，其星云中心附近存在一顆年輕的脈沖星PSR J0534+2200，極有可能會被證實為重力波源的天體之一。
對于一顆獨立自轉的中子星（脈沖星）而言，要成為重力波射源，其質量（或質量流）分布必須存在不對稱性。非對稱性的來源機制包括兩類。
第一種情形是相對于星體固定的非對稱性，可能的機制包括：
*星體本身即是非完全對稱的類球體（例如球狀星團Terzan 5內部的脈沖星PSR J1748-2446ad，自轉頻率716赫茲，是已知自轉最快的脈沖星）
*脈沖星的磁場方向與其自轉軸方向不一致（例如PSR 1828-11）
*恒星吸積導致的非對稱性（典型例子即低質量X射線雙星，例如天鵝座X-1）
現在一般認為中子星的殼層不足以支持質量超過10?5倍太陽質量的非對稱性。例如，根據估算，LIGO的預期波源PSR J2124-3358的非對稱性上限佔總質量的1.1。從這一點估算出的自轉減慢態的時間尺度比實際長得太多。因此看來引力輻射并不足以成為中子星自轉減慢的主要原因。以蟹狀星云內部的年輕脈沖星PSR J0534+2200為例，其非對稱性小于總質量的3，重力波的振幅上限約為6；而對于較老的毫秒脈沖星，非對稱性只有總質量的10?9左右，如果距離地球1秒差距，估算得到的振幅上限量級為10?28。雖然這些典型的振幅都遠低于LIGO的靈敏度，但只要長時間進行測量，就可以找到其對應的相關信號。
第二種情形是非對稱的部分相對于星體是運動的，典型的例子即是中子星r模式的不穩定性，也被稱作中子星上的羅斯比波（Rossby Wave），這個名稱來源于其機制類似于地球表面的科里奧利力。這種情形下，理論計算所得的引力輻射頻率為自轉頻率的4/3倍。
中子星的形成來源于超新星的引力坍縮，超新星內核的坍縮速率可達每秒七萬千米。這種引力坍縮并不是高度對稱的，這一點已經在對超新星SN 1987A的觀測中得到證實。因此這種引力坍縮會產生一種持續時間很短且無周期性的重力波突發信號，并伴隨電子捕獲和中微子輸運的過程。但引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周期性啁啾信號。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于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概率大概有幾十年一次，根據計算，來自10千秒差距外引力坍縮的引力輻射振幅約為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，相對于引力坍縮來說，這種高速自轉的非對稱性結構會形成高度穩定的引力輻射，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引力輻射。不過這種事件應該并不多見，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并沒有探測到引力輻射的存在。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并非源于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。
天文學家現在認識到宇宙中存在數量豐富的黑洞，根據質量可分為恒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，因此它們的引力輻射的機制和頻率存在很大差別：恒星質量黑洞一般具有10倍左右太陽質量，形成于紅巨星或超新星爆發時內部的引力坍縮；大質量和超大質量黑洞的質量則在105至1010倍太陽質量范圍內，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。這表明恒星質量黑洞的重力波頻率在地面探測器的偵測范圍內，而超大質量黑洞的重力波只能用LISA這樣的空間探測器捕捉到。
NASA超級計算機模擬得到的黑洞雙星開始合并的情形
恒星質量黑洞的引力輻射一般認為來源于雙星系統（其中至少有一個是黑洞）的旋近-合并-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，并以很緩慢的速度逐漸接近。這時和所有雙星系統一樣，后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，雙星從旋近態向合并態轉變。這種相變完全是一種相對論性效應，因此后牛頓近似在這里完全不適用。黑洞的合并必然會伴隨著重力波信號的突然發射，目前這種信號只能采用數值相對論模擬的方法來分析，并且有很多實際計算上的困難。而且對于質量超過50倍太陽質量的黑洞，旋近態終止時的頻率是最后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，因而黑洞合并數值模擬的結果對這種重力波的探測有重要意義。合并后系統進入自轉減緩態，兩個黑洞的視界合并成一個，黑洞雙星以類似阻尼振動的形式放出引力輻射，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征是它具有在數學上為複數的自轉頻率，即復數頻率的實部是特征頻率，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復數頻率，這些頻率是離散的并且有無窮多個，統稱為黑洞的準簡正模式（Quasi-normal modes），而黑洞的自轉則可用這些準簡正模式的線性疊加來描述。
雖然宇宙間黑洞的數量要低于中子星，但據估計在空間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，那么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。由于球狀星團內部的黑洞質量大于恒星的平均質量，黑洞會逐漸向星團中心運動，在中心三體的相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引力束縛并不強，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。現在的研究對于恒星質量黑洞的合并幾率還不很確定，但一般認為在15兆秒差距的范圍內每年至少會發生幾次。
哈勃太空望遠鏡拍攝的雙天線星系，星系的碰撞很有可能導致其中心超大質量黑洞的合并
來自大質量和超大質量黑洞（即“星系質量”）的引力輻射存在兩種形式：一種是超大質量黑洞的合并，另一種情形是大質量黑洞對小質量致密天體的俘獲所釋放的引力輻射。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。
兩個超大質量黑洞的合併，就是恒星質量黑洞合并的加強版。由于參與的質量很大，其引力輻射的頻率很低，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系，在相同距離下質量為106倍太陽質量的大質量黑洞的引力輻射振幅約為10倍太陽質量的黑洞引力輻射的105倍（''h'' ~ 10?17）。這意味著空間探測器對于這類信號會具有非常高的信噪比，無論這類波源位于宇宙間哪個角落。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，并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系。與恒星不同的是，星系之間發生碰撞的概率相當高，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并最終發生碰撞，這一機制說明宇宙間超大質量黑洞合并的幾率是相當高的。
小質量致密天體與星系中心的大質量黑洞形成的EMRI是LISA重要的探測波源之一
超大質量黑洞與白矮星、中子星、恒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）。當一個致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引力輻射，因此這也是一種旋近態。不過由于兩者質量比例懸殊，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。這種引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）。隨著引力輻射系統動能不斷減少，這使得軌道的偏心率逐漸降低，在旋近態的后期有可能降低到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信息，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系不大，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于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周期內做出較為精確的預測。但在理論上預測這種軌道并不那么容易，主要原因在于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復雜，有可能在整個視界內高速游蕩。想要準確預測數十個周期內的軌道運動，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并不適用于此。至今最常見的EMRI波形的數值解法是由康乃爾大學的索爾·圖科斯基于1970年代創立的圖科斯基方程。
基于暴脹理論的星系起源，星系起源于最初質量密度的微擾，而這些微擾形成了今天的引力隨機背景輻射
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，從引力子的角度看，是因為引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后105年的宇宙狀況，對太初核合成的研究揭示了大爆炸之后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后小于10?24秒的時間范圍之內。對這種引力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噪聲），也可以來自大爆炸。對于宇宙學中的場，一般要將這個場的能量密度歸一化到宇宙的臨界密度。盡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沖星計時的約束：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，而對毫秒脈沖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沖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，引力子在普朗克時期內產生，并有可能按照引力場和其他場的自由度均分，這就形成了其溫度相當于微波背景輻射的重力波的熱背景輻射。其后宇宙進入暴脹時期，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。而這些微擾則以引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。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。在不同于暴脹的其他模型下，例如宇宙弦（cosmic string）的振動也會產生能量密度與頻率無關的引力輻射，而宇宙弦預言下的能量密度達到了當前可觀測的量級。
對于這種信號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于雙白矮星等產生的背景噪聲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于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噪聲在低于10微赫茲的頻率下快速降低，因此微赫茲量級的空間探測器可能是探測宇宙隨機背景輻射的最佳手段。
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。重力相互作用對於電磁相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，但之后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佈利用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，激光干涉重力波天文臺（LIGO）團隊在華盛頓宣布于2015年9月14日9時51分許完成人類對于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信息非常不同。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信息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。
LIGO位于漢福德（H1）及利文斯頓（L1）的兩架干涉儀于2015年9月14日探測到的重力波事件GW150914。這是人類史上首個重力波直接探測結果。
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）制造的鋁質實心圓柱，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年代后，同樣來自韋伯的激光干涉重力波探測器開始興起。隨著激光和鏡面工藝的進步，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：激光干涉重力波天文臺（LIGO）、GEO600、TAMA300、VIRGO以及還有美國和歐洲合作計劃中的激光干涉空間天線（LISA）等等。，最為敏感的探測器位於LIGO和VIRGO天文臺，靈敏度高達分之一。
邁克耳孫干涉儀應用激光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。最大的激光干涉重力波天文臺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位于意大利比薩附近，是一架雙臂長度為3千米的地面激光干涉探測器，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位于德國漢諾威，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）的分佈式計算計劃使公眾能在個人電腦上通過此軟件幫助分析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，可通過人造衛星和航天器以高精度測量重力波。例如，科學家通過監測行星際航天器（如圍繞木星和土星的航天器）的通信信號返回時間來觀測重力波的特征影響。歐洲空間局正在研究中的LISA項目將由三個相同的航天器組成一個邊長為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激光干涉上的變化。
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信息。
2016年2月11日，愛因斯坦提出廣義相對論并預言重力波的存在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后完成人類歷史上首個重力波直接探測結果，GW150914。這束重力波的信號于2015年9月14日9時51分（UTC）許被位于利文斯頓和漢福德的兩架LIGO激光干涉儀幾乎同時捕捉到。根據探測信號，這束重力波來自位于南天的距地球約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。它們經過互相旋近后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于5.1σ。
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。
重力波——時空的波紋（示意圖）
廣義相對論預言下的重力波是以波形式傳播的時空擾動，被形象地稱為“時空漣漪”。廣義相對論下的弱引力場可寫作對平直時空的線性微擾：（以下采用自然單位，引力常數''G''和光速''c''都設為1）
這里是平直時空的閔可夫斯基度規，是弱引力場帶來的微擾。在這個度規下計算得到的黎曼張量為
愛因斯坦張量為
這里，，被稱作跡反轉度規微擾。
如果采用洛倫茨規范，愛因斯坦張量的后三項將為零，這里洛倫茨規范的形式為
事實上總可以選擇這樣的規范條件，并且洛倫茨規范不是唯一的，意味著坐標在一個無窮小的線性坐標變換下仍滿足洛倫茨規范，關于這一點請參考有關規范變換的內容。
在洛倫茨規范下，愛因斯坦張量為
代入愛因斯坦引力場方程，
這個方程又叫弱引力場中的線性愛因斯坦方程。在遠源的情形下，得到帶有達朗貝爾算符的四維波方程：
上面波方程的一般解為如下本征函數的線性疊加：
其中是四維振幅，是四維波矢，滿足條件
:，這表明重力波傳播經過的測地線是零性的，即其傳播速度是光速。
四維波矢，其中是波的角頻率，是經典的三維波矢。由于洛倫茨規范并不唯一，此時坐標還不是完全確定的。如果再加上條件：
第一個條件表示重力波張量中所有與時間''t''有關的分量都為零，第二個條件表示重力波張量矩陣的跡為零。因此這組規范條件叫做橫向無跡規范，簡稱TT規范。在TT規范下，。
由洛倫茨規范和TT規范共同決定下的重力波張量只有兩個分量是獨立的，它們實際對應著重力波的兩種偏振態。對于在z方向傳播的波矢，這兩個振動分量垂直于傳播方向，這表明重力波和電磁波一樣是橫波，其張量形式寫作
其中和分別為重力波的「十字型」和「交叉型」兩種偏振態，上文重力波通過時的效應一節的兩幅動畫示意了兩種偏振各自不同的振動形式。
有源的線性愛因斯坦方程解釋了波源的運動如何產生引力輻射：
類似用泊松方程求解牛頓引力勢，運用格林函數可得到帶有推遲勢的一般解：
這里所處在的時間是，表示重力波從源點傳播到場點經過了時間為的延遲。
在遠場近似和長波極限下，格林函數解近似為
其中標量是源點到場點的距離。
相對論中波源的質能守恒和動量守恒合起來寫作
因此動量-能量張量中的（質量-能量密度）和其他所有和時間t有關的分量（動量密度）對時間的偏導數都為零，代入后方程的解可進一步化簡為
這即是引力輻射的，描述了一個弱相對論系統引力輻射的最基本情形。其中描述了波源的質量-能量分布
這里張量即是系統的質量四極矩（轉動慣量張量），而是波源的質量-能量密度，積分范圍是整個波源內部。
四極矩公式的物理意義是引力輻射起始于隨時間二階變化（例如諧振）的四極矩，這一點與電磁輻射不同：電磁輻射起始于隨時間二階變化的偶極矩。這一區別的來源是：一個隨時間二階變化的電偶極矩或磁偶極矩對應著電荷密度中心的振動，這一振動是隨意不受限制的；而一個隨時間二階變化的質量的偶極矩對應著質心的振動，這一振動不能滿足動量守恒定律，因此不存在這樣對時間二階偏導不為零的質量偶極矩。由于四極矩是偶極矩的更高階項，這也是引力輻射要遠弱于電磁輻射的原因。
四極矩近似下重力波的光度（總輻射功率）為
這里''Q''是張量矩陣的跡。
重力波的能量通量（單位面積的輻射功率）近似為
這里''f''是單色重力波的頻率。
思考一個地面探測器可以感測到的微弱輻射暴，其頻率為1000赫茲，到達地球時的引力強度為10-22的重力波，則其能量通量約為，這相當於滿月時地球從月球接收到的電磁輻射能量通量的兩倍，大約有1ms之久，這重力波源是夜間天空最亮的星體。這表明重力波實際可以攜帶很大的能量，但與物質相互作用力非常小，這才是重力波難以被探測的根本原因。
* The LISA Brownbag，所有有關LISA科學研究的最重要的電子文獻之選錄
* Astroparticle.org，收錄包括重力波在內一切有關天體粒子學的資訊
* Caltech's Physics 237-2002 Gravitational Waves by Kip Thorne，由基普·索恩所給的有關重力波的講座系列，研究生水平，但不須先擁有廣義相對論、張量分析或微分幾何的固有知識。第1部份：理論（10堂講座），第2部份：探測（9堂講座）
* www.astronomycast.com January 14, 2008 Episode 71: Gravitational Waves
* Laser Interferometer Gravitational Wave Observatory （激光干涉儀重力波天文臺）LIGO實驗室，由加州理工學院和麻省理工學院運作
* The LIGO Scientific Collaboration （LIGO科學合作團隊）
* Einstein's Messengers（愛因斯坦的信使）有關LIGO的影片，由美國國家科學基金會製作
* TED：What the discovery of gravitational waves means  TED Talks: Allan Adams有關重力波演講
* TED：How LIGO discovered gravitational waves  TED Talks: Gabriela González解釋LIGO探測重力波
* Home page for Einstein@Home project ，LIGO的一項分佈式計算計劃，旨在尋找重力波
* Resource Letter GrW-1: Gravitational waves ，為研究重力波而彙編成的一系列書籍、刊物和網絡資源
重力波可以指：
*重力波 (相對論)，中國大陸譯作“引力波”，相對論中由引力場產生的波
*重力波 (流體力學)，地球科學與流體力學中的一種波動
長泰路是廣東省東莞市的一條主要道路，位于該市的新城市中心區。
長泰路呈東西走向，西起自東莞大道，東止于與莞長公路之平交路口。
曾三多，原名李壽生，廣東惠陽人，著名粵劇演員及編劇家。出身自粵劇世家，父親李蓉，戲班男花旦，藝名“勾魂蓉”。母親岑氏。自小跟從父親到馬來西亞等地演出。後來由其父親同班藝人曾來撫養。曾來是一個武藝超群的藝人，藝名“飛天來”。曾三多九歲便登臺飾演《武松殺嫂》西門慶一角。由於曾來全面教授曾三多曲藝，他能夠把鑼鼓點和曲牌、眼法、腰腿功、水袖、須功、身段等發揮得洽到好處。
18歲組建「國壽年班」。19歲赴上海演出，與粵劇編劇家合作改編上演了《姜太公釣魚》、《流沙井》等劇。40年代，曾三多跟隨師父先後在樂同春、環球樂、慶華年、大羅天、勝壽年、興中華、勝中華與肖麗章、靚少鳳、蛇仔利、馬師曾、陳非儂、新靚就、桂名揚、陳錦堂、廖俠懷等名家合作。編演了《蛇頭苗》、《雙象隱龍山》、《艷女戲頑郎》、《文太后》、《玉蟾蜍》、《血灑金錢》、《危城鶼鰈》等劇。他的代表作有《火燒阿房宮》、《岳母刺背》、《冰山火線》、《三十六迷宮》、《表忠》、《煞星降地球》、《教子逆君王》等等。
五十年代中至六十年代初，曾三多分別被選為戲曲改革委員會委員，中國戲劇家協會廣州分會理事。他更擔任“佛山專區青年粵劇團”名譽團長並在廣東粵劇院擔任藝術指導兼青年訓練班主任。
category:粵劇編劇家
日常語言哲學，指對於日常用語的深入分析，是語言哲學及分析哲學的主要分支之一。主要受到后期維特根斯坦思想的影響。分為劍橋學派和牛津學派兩大派別。劍橋學派始于20世紀30年代中葉，以劍橋大學為中心，主要代表人物是。牛津學派形成于40年代，50年代發展到高峰，它以牛津大學為中心。牛津學派更注重理論的建樹, 因而影響更大。
日常語言哲學著重研究如何通過分析日常語言解消(Dissolve)哲學問題（而不盡然是解決問題）。日常語言哲學將自然語言視為具有伸縮性、有規律性制的表達方式來研究。與日常語言哲學相對的概念是邏輯實證論，後者的目標是希望把語言約化為可以做嚴格考察的對象語言，從而使之擺脫形上學的影響。
日常語言哲學在在社會哲學方法方面，也具有相當意義，例如談話分析和俗民方法學就是受了日常語言哲學的影響。
* 彼得·弗雷德里克·斯特勞森
於伯爾尼大學的維爾特，攝於2006年
發現的小行星共計: 94顆
小行星1657
小行星1687
1965年9月19日
小行星1748
1966年9月7日
小行星1768
1965年9月23日
小行星1773
1968年4月17日
小行星1775
1969年5月13日
小行星1803
1967年2月6日
小行星1830
小行星1831
小行星1838
1971年10月20日
小行星1839
小行星1844
小行星1845
小行星1860
小行星1866
小行星1891
1969年9月11日
小行星1892
1971年9月16日
小行星1893
小行星1906
1972年9月5日
小行星1911
1973年10月25日
小行星1935
小行星1936
1973年11月24日
小行星1937
小行星1938
小行星1960
小行星1961
1973年11月19日
小行星1962
小行星2001
1973年3月5日
小行星2005
小行星2029
小行星2033
1973年2月6日
小行星2034
小行星2037
小行星2038
小行星2040
小行星2080
1976年2月27日
小行星2081
小行星2087
1975年12月28日
小行星2088
小行星2129
1973年9月27日
小行星2138
小行星2151
1977年11月3日
小行星2152
1978年11月19日
小行星2175
小行星2218
1975年1月10日
小行星2229
1977年9月7日
小行星2239
1978年9月13日
小行星2262
小行星2303
1979年3月24日
小行星2320
1979年8月29日
小行星2337
小行星2353
1975年10月27日
小行星2368
1977年9月4日
小行星2429
小行星2481
小行星2517
1968年9月28日
小行星2521
小行星2565
小行星2731
小行星2843
小行星2868
小行星2914
小行星2950
1974年11月9日
小行星2970
1978年10月27
小行星2989
小行星3021
小行星3026
小行星3060
小行星3258
1983年9月8日
小行星3329
1985年9月12日
小行星3468
19751月7日
小行星3491
小行星3552
小行星3582
1986年10月2日
小行星3928
1981年8月4日
小行星4323
1981年8月27日
小行星4471
1978年11月8日
小行星5369
小行星5708
小行星5710
小行星5986
1969年10月2日
小行星6475
小行星6620
小行星7081
小行星8061
小行星9149
小行星9302
小行星971
1972年8月7日1
小行星9716
小行星10488
小行星13025
小行星14826
1985年9月16日
小行星16415
小行星19251
1994年9月3日
#  與I. Bauersima共同發現
保羅·維爾特（，1925年10月5日–2014年7月2日），瑞士天文學家，與1980年至1991年任伯爾尼大學天文系主任，觀測地點在伯爾尼附近的齊美爾瓦爾德天文臺。他出生於韋登斯維爾，死於伯爾尼。
他發現了包括周期彗星63P/Wild，81P/Wild，86P/Wild，116P/Wild在內的一批彗星。
他還發現了一批小行星，包括著名的阿波羅小行星，小行星1866，阿莫爾型小行星小行星2368和小行星3552。
髮菜（學名：）又稱髮狀念珠藻，是念珠藻科的一種藍綠菌，廣泛分佈於世界各地（如中國、俄羅斯、索馬里、美國等）的沙漠和貧瘠土壤中，因其色黑而細長，如人的頭髮而得名，可以食用。有些亞洲傳言可以讓禿頭人士長頭髮，但缺乏科學證據。
髮菜屬藍菌，其細胞形成無分支的藻絲，形如念珠。藻絲中，每隔一定距離會有分化出來進行固氮作用的細胞——。許多股藻絲併在一起成為一股，與外面的膠質鞘一起形成肉眼可見的藻體。藻體黑色如髮絲，無分支或偶有分支，直徑0.2到1毫米，長數十公分，吸水後明顯膨脹，黏滑並有彈性。藻體爬附在石塊、草叢中，相互交織在一起，一端深入土中並有膨大，被稱作“根”。
髮菜繁殖有三種方式：藻體中的單細胞分離出來形成新的菌落並發展成藻體；通過繁殖；分離產生新的藻體。
在晉朝的《爾雅註》中已有食用髮菜的記載。在《本草綱目》中也有關於髮菜的敍述。
髮菜具有一定營養價值，含有大量膠質，但無特殊味道，因為諧音「發財」，聽來很吉祥，食用主要是用來圖吉利，一向是傳統年夜飯必備菜色。烹調方法包括炒食、涼拌、湯食等。
在中國，髮菜曾廣泛分佈於北方各個省份，主產地有甘肅、內蒙古、青海、寧夏、河北等。髮菜耐高溫、寒冷及乾旱能力很強，生長於海拔1,000到2,800-{zh-cn:米; zh-hk:米; zh-tw:公尺}-的乾旱貧瘠土地中。在環境不適應時可脫水休眠，而在清晨可利用其所含膠質吸收露水膨脹，並通過光合作用吸收二氧化碳生長，但生長緩慢，在野外，一年僅能夠增長6%。髮菜具有固氮能力，可爲土壤中提供天然氮肥。由於髮菜產地通常相當貧窮，有農民以採挖髮菜賣錢謀生。但由於多年來過量採挖髮菜，其野生資源已被嚴重破壞，並導致大片草場退化和土地荒漠化；同時亦引發了牧民與農民間的衝突。髮菜的分佈範圍也隨著土地的開發而大量減少。
由於髮菜的開採已經對自然生態造成了嚴重破壞，中華人民共和國國務院在2000年發佈了《國務院關于禁止采集和銷售發菜制止濫挖甘草和麻黃草有關問題的通知》，將《中國國家重點保護野生植物名錄》中髮菜的保護級別從二級調整爲一級，並要求嚴禁髮菜的採集、收購、加工、銷售和出口，禁令于2000年7月生效。
髮菜的蒙古語叫做「嘎吉力烏蘇」，意思是「土地的頭髮」，是屬於藍藻類植物，大多生長在雨量較少的草原、山間及淺山之丘陵地。逢雨後萌長，舖長於地表，與草為共生關係。要採集髮菜，必須在夏末初秋的多雨季節，雨後天剛亮趁太陽還未出來時採收，用人力手持耙子去扒，無法用機械採收。要採集二兩的髮菜須挖掘十畝地。
因為素食人口大增，無形中對於髮菜需求量大增；分子及細胞生物學家指出，每採集2兩重的髮菜，便會破壞相當於16個足球場面積的草原，使這片草原至少10年寸草不生。且由於髮菜主要分布在中國北方草原地帶，採集髮菜也成為中國沙塵暴的主要原因之一。
爲解決髮菜的來源問題，已有在沙土中進行的人工養殖技術，但仍然生長較緩慢。也有一些水培養的嘗試，雖然生長較快，但仍存在藻體解離等問題而尚無法應用於生産。
近來有消息稱寧夏有人成功發現大規模人工種植發菜的技術，不過目前尚未有專家證實是否可行。
一種市場上的髮菜僞品，實爲一種褐藻。
由於髮菜的來源受到限制，其價格升高，各種仿製產品也出現在市場上。根據香港中文大學於2002年受委託進行的一項抽樣調查中發現，海產品市場上30個髮菜樣品中的70%以及全部5個餐館的烹調樣品中含有全部或部分的偽品。五年後大學應另一機構的調查，仍發現有34%的樣本為偽品。
髮菜的摻假很多是澱粉、海藻酸鈉或玉米鬚加以染色製成的，部份業者甚至以羊毛、馬毛、駱駝毛染色後混入髮菜，若被食用，其色素會對人體造成傷害。其餘的還有用海產的褐藻（水云）替代的，此種偽品對人體無害。
Takenaka等人 (1998)的研究算是髮菜的早期研究：他們以髮菜餵飼實驗鼠，未有發現餵飼組與參照組有顯著分別。
2007年1月29日香港中文大學中藥研究所指髮菜含有氨基酸代謝物BMAA（β-N-methylamino-L-alanine），可被視為真品髮菜與贗品的指標。但另一方面，科學家視BMAA為神經毒素，已證實對動物有毒，加速動物腦神經退化，出現老人癡呆癥或柏金遜癥等癥狀。
另外，藍菌門的次生代謝產物亦能損害肝臟，容易罹患肝癌。
*  髮菜Fa Cai 中藥標本數據庫（香港浸會大學中醫藥學院）
*  國務院關于禁止采集和銷售發菜制止濫挖甘草和麻黃草有關問題的通知
蜂蠟，是蜜蜂工蜂分泌的蠟。蜜蜂用蜂蠟在蜂巢裡建分隔的房間，用來育幼或儲存花粉。
新鮮蜂蠟（下中）與火柴（上）、花粉球（中）、及蜜蜂翅膀（下左）的尺寸對比
養蜂人正在將蜂蠟刮下
工蜂擁有四對蠟腺，位于腹部第4至7節。蜂蠟即蠟腺的分泌物。剛羽化成的最年輕的工蜂，其主要職責是照管和飼養幼蟲。當看管幼蟲的工作要告一段落時，年輕的工蜂要離巢作短距離的飛翔，十天以后，蠟腺開始分泌蜂蠟。工蜂分泌蜂蠟的理想環境溫度為33至36攝氏度。一只工蜂要食用八份蜂蜜來分泌一份蜂蠟。
新鮮蜂蠟透明無色（見圖），工蜂咀嚼后變為不透明。蜂巢中的蠟接近于白色，但在花粉的油及蜂膠的作用下逐漸變成黃或棕色。養蜂人在從蜂巢中采集蜂蜜的同時，也會將蜂蠟刮下作其他用途。
單酯（monoesters）
二酯（diesters）
三酯（triesters）
羥基酯（hydroxy monoesters）
羥基聚酯（hydroxy polyesters）
酯酸（acid esters）
聚酯酸（acid polyesters）
脂肪酸（fatty acids）
脂肪醇（fatty alcohols）
蜂蠟的大致化學分子式為：C15H31COOC30H61。其主要成分是棕櫚酸（palmitate）、棕櫚油酸（palmitoleate）、羥基棕櫚酸（hydroxypalmitate）及長鏈脂肪醇類。
蜂蠟的熔點在62至64攝氏度之間。當加熱到85攝氏度以上時蜂蠟開始變色。蜂蠟的閃點為204.4攝氏度。在15攝氏度的環境下其密度為0.958至0.970克/厘米3。
蜂蠟蠟燭與工藝品
*食品。蜂蠟無色無味，質地稍韌、較難咬斷。
*食品添加劑，編號E901（上光劑）
*發蠟、鞋油、木蠟、模型蠟等的成分
蜂蠟，是一味中藥，味甘、淡，性平，歸脾、胃、大腸經，有養脾胃，潤肺腑，止泄痢之功效。
category:可分解材料
香港寬頻油塘大本型分店
香港寬頻將軍澳東港城分店 (2007年)
香港寬頻有限公司是香港一間上市公司；透過子公司香港寬頻網絡有限公司（香港寬頻網絡或香港寬頻，，簡稱HKBN）及香港寬頻企業方案有限公司，在香港商業及住宅提供全方位的ICT服務，包括光纖寬頻、數據連接、Wi-Fi 管理服務、流動通訊、話音、數據中心設施、業務延續、資訊保安、系統整合、綜合雲端服務、長途電話、myTV Super OTT電視節目服務及Home Plus網購服務。
香港寬頻的現任執行副主席是楊主光先生，而行政總裁是黎汝傑先生。
自成立起，香港寬頻共投資超過40億港元自建光纖網絡。在2004年，香港寬頻建構了全球最大的城域以太網網絡；並邀得「DoDo姐」鄭裕玲出任集團代言人。2005年，香港寬頻成為香港首家提供1000M光纖入屋住宅上網服務的寬頻網絡供應商。2013年，香港寬頻拓展其Wi-Fi業務並收購Y5ZONE。2019年，香港寬頻收購滙港電訊時至今日，香港寬頻已覆蓋230萬住戶及7,000多幢商業大廈。。
2012年4月，私募基金CVC Capital Partners以50億港元向創辦人王維基旗下的城市電訊（香港）有限公司收購香港寬頻全部股權。其後CVC Capital Partners把部分股份售予新加坡政府投資公司及公司管理層，合共套現6300萬美元。凱雷旗下AlpInvest Partners亦以2900萬美元購入香港寬頻8.14%股權。香港寬頻招股文件顯示，CVC Capital Partners及新加坡政府投資公司在香港寬頻上市前分別持有香港寬頻70.74%及11.31%股權。
於2014年6月25日，香港寬頻與全球八大科技公司（包括有Broadsoft, Cisco思科, Deltapath, Hitachi Data Systems, Macroview Telecom, Oracle Asia Pacific, Polycom 以及Towngas Telecom名氣通）成立戰略性夥伴關係，推出專門針對中小企業的雲端企業解決方案，成為行業內的一段佳話。
2016年2月18日香港寬頻斥資6.5億元現金收購新世界發展附屬新世界電話控股旗下的新世界電訊及網絡營銷解決方案業務，當中包括新世界電訊擁有的柴灣永泰道50號港利中心物業，估值約6700萬元；新世界電訊其後改名香港寬頻企業方案。
2018年5月30日，香港寬頻以總代價最多2億港元，收購雲端解決方案領域的雲端託管服務供應商I Consulting Group Limited（ICG）。
2018年8月8日，香港寬頻斥資54.8975億港元向TPG資本及MBK Partners所組成的財團Green Energy Cayman Corp收購匯港電訊全部權益，當中35.488億港元代價香港寬頻將以每股11.60港元向上述兩位賣家各自發行約1.52億股支付，各佔擴大後股本10.34％，另外19.409億港元將透過發行賣方貸款票據方式支付，連同股份及行使無息賣方貸款票據，TPG及MBK將持有香港寬頻已擴大股本16%，作為建議交易的一部分，集團須承擔匯港電訊的現有債務6.7億美元﹙相當於約52.59億港元﹚。因此，計及手持的2.6億元現金，滙港電訊整體企業價值為約104.89億元。
2019年8月24日怡和科技以0.5億美元（相當於約3.922億港元）出售旗下資訊科技解決方案業務JOS CI、Adura Hong Kong及Adura Cyber Security全部股權給香港寬頻，也包括了Jardine OneSolution（HK）Limited。
2013年1月17日，香港寬頻WiFi服務供應商收購Y5Zone。