ticoAg/ChineseCorpus-Kaggle-fanti huggingface dataset:
* 2013年—《-{zh-hans:反恐精英;zh-hant:絕對武力}-Online 2》：型號為Five-seveN USG，命名為「Five Seven」，使用黑色底把及黑色滑套，為反恐小組陣營專用手槍。奇怪地在彈匣內仍有子彈的情況下重新裝填時滑套會自動鎖定。
* 2013年—《-{zh-hans:戰地; zh-hant:戰地風雲;}-4》：型號為Five-seveN USG，命名為「FN57」，使用橄欖色底把及黑色滑套，載彈量20+1發，被歸類為佩槍。只能於多人聯機模式中使用，為所有兵種的解鎖武器。
* 2013年—《-{zh-hans:收獲日; zh-hant:劫薪日;}-2》：型號為Five-seveN USG，使用黑色滑套及卡其色底把，載彈量15發，可以打穿盾牌，在2017年的春季活動後可透過登入社群獲得，命名為“5/7 AP pistol”。
* 2015年—《-{zh-hans:彩虹六號：圍攻; zh-hant:虹彩六號：圍攻行動;}-》：型號為Five-seveN USG, 使用黑色底把及滑套，命名為「5.7 USG」，由聯邦調查局特種武器和戰術部隊幹員所使用。奇怪地重新裝填時玩家角色會以滑套釋放鈕充當彈匣釋放鈕。
* 2015年—《-{zh-hans:戰地：硬仗; zh-hant:戰地風雲：Hardline;}-》：型號為Five-seveN USG，命名為「FN57」，資料片「劫案」新增武器，使用橄欖色底把及黑色滑套，載彈量20+1發，能夠由執法機關和犯罪份子兩方所有職階使用，價格為$6,000。可加裝各種進階照準器（改進版機械瞄具、迷你、德爾塔）、附加配件（電筒、戰術燈、激光瞄準器）及槍口零件（槍口制退器、補償器、重槍管、抑制器、消焰器）。
* 2017年—《-{zh-hans:幽靈行動：荒野; zh-hant:火線獵殺：野境;}-》：型號為Five-seveN USG，命名為「5.7 USG」，可選彈匣為20發或30發，位置在歐寇羅省份，擊敗安東尼奧Boss獲得的名為“女士殺手”，可拆卸抑制器及附帶激光瞄準器，第二年季票新增的名為Five Seven Blacklist，不可裝卸抑制器，但同樣有消音效果，彈匣容量為20發。
* 2017年—《少女前線》：以萌擬人化的少女戰術人形登場，為5星人形，活動限定獲得。
* 2019年—《逃離塔科夫》：型號為Five-seveN MK2 及 Five-seveN MK2 FDE Frame，皆只有20發彈匣，可額外安裝架置（Mount），架置上可安裝多種瞄準器、電筒及戰術激光輔瞄器。
* 2021年—《Ready or Not》：型號為Five-seveN USG，命名為“57 USG”。
* 2003年—《神槍少女》：型號為第一代Five-seveN，使用黑色底把及滑套，由喬瑟所使用。
* 2008年—《神槍少女II》：型號為Five-seveN USG，使用黑色底把及滑套，由喬瑟所使用。
* 2009年—-{zh-hant:《CANAAN》;zh-tw:《迦南》;zh-hk:《CANAAN迦南》;zh-hans:《迦南》;zh-mo:《CANAAN迦南》;}-：型號為Five-seveN USG，黑色底把和滑套，由艾琺陀．艾爾．修雅（アルファルド?アル?シュヤ，聲優：日本：坂本真綾／香港：黃玉娟）所使用。
* 2014年—《刀劍神域II》：型號為Five-seveN USG，使用黑色底把及滑套，「幽靈子彈」篇中由「桐人」所使用，會以左手握持手槍，右手握持光劍“影光G4”的方式雙持使用。
* 2012年—《刀劍神域》：由桐人（桐谷和人）在Gun Gale Online（GGO）中所使用。
* 2014年—《刀劍神域外傳Gun Gale Online》：由“克拉倫斯”用作配槍。
* — Official page
* — Guns & Ammo Five-seveN Article October 2006
* — American Handgunner Five-seveN/P90 Article
* — Modern Firearms—Five-seveN
* — D Boy Gun World（Five-seveN?手槍）
菊池正士，日本核物理學家，他最早發現了電子顯微學中出現的菊池線，并給出了正確的理論解釋。
1902年生于東京。1926年畢業于東京帝國大學理學部物理學專業。1928年進入理化學研究所開始電子束衍射方面的研究，并在世界上首次觀察到云母薄膜的完整電子衍射花樣，首次提出并解釋了菊池線現象。1929年赴德國留學。1934年起任大阪帝國大學教授，主持建造了日本第二個考克饒夫－瓦耳頓型直流高壓加速器（次於臺北帝國大學物理學講座的荒勝文策教授）。二戰結束后，于1955年起任東京大學原子核研究所首任所長，并成功主持完成了可變能量回旋加速器的建造。1959年～1964年任日本原子力研究所理事長。1974年逝世。
專業化（英文：Professionalization）是就專業的程度而言，是一個動態的，也是一個歷程的概念。當某職業的從業人員，其要勝任該工作所需要具備的特定知識與技能越高，而且只有少數經過嚴格篩選的人才能獲得此項工作時，則該職業的專業化程度越高。
不完全專業化的職業有時被稱為半職業。對職業化的批評認為，由不正當激勵（本質上是行會消極方面的現代類比）驅動的過度熱心的版本是一種憑證主義。
拉菲爾·保羅·阿勞約（，），出生于巴西庫里奇巴 ，巴西職業籃球運動員。
多倫多猛龍隊在2004年NBA選秀中第一輪第8順位選擇了阿勞約，在他的新秀賽季中在球場上的作用很有限，每場比賽出場12.5分鐘得到場均3.3分和3.1個籃板，在2005年1月5日隊陣薩克拉門托國王的比賽中抓到了他職業生涯最高的14個籃板，而在1月9日和金州勇士的比賽中則得到了職業生涯最高的14分。
2005-06賽季阿勞約在多倫多猛龍度過一個失望的賽季之后，在每場出場11.6分鐘的時間里只取得了2.3分、2.8個籃板，命中率也只有36.6%，而多倫多總經理羅布·巴布科克被解雇，其中一個不成功的案例就是選擇了阿勞約，阿勞約于2006年6月8日被交易去了猶他爵士。
在猶他爵士，阿勞約沒有得到重用，大多數在球隊大比數落後或領先時的比賽末段才獲派上陣。但他於2006年NBA季後賽中防守聖安東尼奧馬刺隊的蒂姆·鄧肯受到讚揚。季後轉投俄羅斯籃球超級聯賽的  Spartak Saint Petersburg 。
* Byucougars.com上的男子籃球運動員的個人資料
阿里·哈桑·姆維尼（斯瓦希里語：，），坦桑尼亞政治家，在1985年11月5日至1995年11月23日期間曾出任坦桑尼亞總統。
反清復明（天地會旗號寫作“反?復汨”）指明朝滅亡后，清初至乾隆初期一系列為恢復明朝或漢人國家而推翻清朝的活動，其中以順治至康熙中期一段時間最為激烈和鼎盛。
自從清兵入關之後，明朝的遺臣擁立一些宗室建立一系列的小朝廷，史稱南明。但最終被清軍各個擊破。
1648年，最後一位南明皇帝永曆帝遣出使羅馬教廷，請求教宗出兵協助抗擊滿清。但十年之後教宗的回書才被卜彌格帶到交趾（安南），此時南明政權已經覆滅。
南明滅亡後，不少遺臣不願臣服於滿清，流亡海外。例如朱舜水流亡日本，楊彥迪、陳上川、鄚玖流亡安南與高棉。中國出現了天地會、哥老會等等一系列以反清復明為宗旨的秘密會社。
鄭氏王朝（東寧）是一個鄭成功家族三世在臺灣建立的政權。鄭成功在臺灣建立政權時，曾吸納大量明朝的遺臣為自己的下屬，並且堅守藩國與藩王身份，沿用明朝最後一位皇帝明昭宗的永曆年號，以維持形式上與早已滅亡的明朝之間的宗藩關係。
由於鄭成功是中日混血兒的緣故，在1645年至1674年期間，鄭成功及鄭經曾經先後十次遣使赴日本，請求日本江戶幕府出兵增援，史稱「日本乞師」。但江戶幕府當時秉承鎖國的政策，因此沒有接受這個請求。1674年，鄭經西征響應參與三藩之役。
鄭經在位中末期，東寧和朝鮮一樣，逐漸放棄反清復明，而走向反滿復漢的模式，提出希望能夠成為清朝藩屬國的要求，雙方並有過多次談判，但最終失敗。
朝鮮王朝原為明朝藩屬，1619年薩爾滸之戰中曾派遣軍隊支援明朝抗擊滿清。后在1627年的丁卯胡亂和1636年的丙子胡亂中受到滿清的侵略，最終在1637年被迫簽訂城下之盟，與明朝斷絕了關係並承認為滿清的藩屬。
朝鮮朝廷將此城下之盟視為國恥，包括王室在內的朝鮮貴族大多反清。朝鮮孝宗即位後，立即籌劃北伐，任命李浣為大將，訓練軍隊，改築城池。此外從漂泊到濟州島的外國船隻那裡購買新式武器，登用宋時烈、宋浚吉等人擴充軍備。準備響應三藩之亂、明鄭等反清復明勢力。
然而此計劃因朝鮮財政的困難而被一再推遲。最終中國國內反清復明運動失敗，孝宗的計劃也被清朝朝廷得知，先後六次遣使調查和警告。1659年，孝宗抱憾而終，此計劃最終流產。
清朝建立後，明朝遺臣紛紛逃往東南亞各國避難，並謀匡復舊朝；從荷蘭人手中奪取臺灣的鄭成功也高舉反清復明的旗幟與清朝對抗，天地會與小刀會等主張反清復明的組織也積極活動。臺灣被清軍攻陷後，遺民志士相率逃往南洋各地，繼續宣揚反清復明的思想。
反清復明是部分被視為邪教的民間教派例如聞香教等的政治態度，表明對朝廷的不合作立場，然而相關教派著重的並不是統治者的身份，而是為了取代現行統治者，在明清戰爭時期聞香教極力「聯清反明」，後來清朝由盛轉衰，聞香教便借用朱明為自己開道，以「反清復明」為口號發動暴亂。
此外，在理教與義和團早期即以反清復明為主旨招攬信徒。
清朝晚期，“反清復明”不可避免地被與革命黨人的排滿主張相提并論，因為二者都極力主張推翻滿洲人統治，恢復建立漢人政權。以陳天華、鄒容為代表的革命黨人將自己的反清革命與明太祖朱元璋的抗元起義和洪秀全的太平天國運動相提并論，視朱、洪二人為民族革命的兩大先驅。革命黨人利用各種排滿口號激發漢族群眾的反清情緒，并以“揚州十日”、“嘉定三屠”等事件喚醒民眾對滿清的仇恨。很多滿人，甚至于操北方口音的漢人都遭到革命黨的殺戮，孫文本人也在清帝遜位后親往祭拜明孝陵，以示“驅除韃虜”的勝利，這使得本應是以反帝制為主要目標的辛亥革命很大程度上成了排滿革命。正因如此，辛亥革命時期很多群眾并不了解所謂的民主共和思想，以為他們也和天地會等反清組織一樣，是要給明朝復仇，這一點在近代作家魯迅的中篇小說《阿Q正傳》中有所體現：“至于革命黨，有的說是便在這一夜進了城，個個白盔白甲：穿著崇正皇帝的素。”
*  史海鉤沉：朝鮮皇室的“反清復明”秘密計劃
*  中華民國教育部　國語辭典修訂本
激光干涉引力波天文臺（，縮寫：）是探測引力波的一個大規模物理實驗和天文觀測臺，其在美國華盛頓州的漢福德與路易斯安那州的利文斯頓，分別建有激光干涉儀。利用兩個幾乎完全相同的干涉儀共同進行篩檢，可以大幅度減少誤判假引力波的可能性。干涉儀的靈敏度極高，即使臂長為4千米的干涉臂的長度發生任何變化小至質子的電荷直徑的萬分之一，都能夠被精確地察覺。
LIGO是由美國國家科學基金會（NSF）資助，由加州理工學院與麻省理工學院的物理學者基普·索恩、朗納·德瑞福與萊納·魏斯領導創建的一個科學項目，兩個學院共同管理與營運LIGO的日常操作。在2002年至2010年之間，LIGO進行了多次探測實驗，蒐集到大量數據，但並未探測到引力波。為了提升探測器的靈敏度，LIGO於2010年停止運作，進行大幅度改良工程。2015年，LIGO重新正式探測引力波。LIGO科學協作負責組織參與該項目的人員，估計全球約有1000多個科學家參與探測引力波，另外，在2016年12月約有44萬名活躍的Einstein@Home用戶。。
在2016年2月11日，LIGO科學協作和Virgo協作共同發表論文表示，在2015年9月14日檢測到引力波信號，其源自於距離地球約13億光年處的兩個質量分別為36太陽質量與29太陽質量的黑洞併合。因為「對LIGO探測器及重力波探測的決定性貢獻」，索恩、魏斯和LIGO主任巴里·巴里什榮獲2017年諾貝爾物理學獎。
LIGO位於華盛頓州漢福德的探測器，其兩個干涉臂的方位分別為N36°W與W36°S。
LIGO位於路易斯安那州利文斯頓的探測器，其兩個干涉臂的方位分別為W28°S與S18°E。
引力波是時空的漣漪。1915年，愛因斯坦應用廣義相對論來預測引力波的存在，儘管他懷疑引力波是否能被人類發現，因為引力波的波幅非常微小，並且引力波與物質的耦合很微弱。一百年之後，2015年9月14日。激光干涉引力波天文臺（LIGO）終於直接探測到引力波。LIGO的建造目的是直接探測到引力波，從而開啟引力波天文學學術領域。LIGO試圖探測像超新星爆發、兩個黑洞合并、兩個中子星合并等等強勁引力波源所產生的引力波。
俄國物理學者與最早於1962年發表論文提議建造干涉探測器來探測引力波，但是此構想並未獲得重視。四年後，於再度提出此構想，然而仍舊無疾而終。後來，與萊納·魏斯也分別曾經獨立發表出類似構想。韋伯的學生在工作時，受到萊納·魏斯的鼓勵，決定使用休斯研究實驗室的經費來製造一臺干涉儀。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。
70年代，魏斯團隊在麻省理工學院、團隊在德國加興的馬克斯·普朗克研究所、朗納·德瑞福團隊在格拉斯哥大學，分別建成並且投入運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引力波實驗團隊。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，建成一臺40m臂長的引力波干涉儀。在麻省理工學院的魏斯團隊，由於實驗經費較為缺乏，只能建成一臺1.5m臂長的引力波干涉儀。兩個團隊激烈地兢爭，試圖計畫與製造更靈敏、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聯合設計與建造激光干涉引力波天文臺（LIGO），並且由基普·索恩、朗納·德瑞福 與萊納·魏斯共同主持這計畫。
1990年，美國國家基金會批準了LIGO計畫。隔年，美國國會開始撥款給LIGO計畫。翌年，選定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，彼此相距3000公里。這是為了要利用互相關特性來過濾信息，只有兩個探測器同時檢測到的信息才有可能是引力波的信號。1994年，加州理工學院教授巴里·巴里什被委派為LIGO主任。他建議，LIGO應該設計為一臺可以持續演進的探測器，任何零件都可以很容易的進行改良。在他的領導下，開始建造LIGO， 1999年完工。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，但是累積了很多寶貴的實際運作經驗，探測器的靈敏度也越加提升。
在2010年與2015年之間，LIGO又進行了大幅度改良，升級後的探測器被稱為「先進LIGO」（aLIGO）。到2015年9月中旬，“世界上最大的引力波設施”已完成了費時5年，耗資2億美元的檢修，總成本達到6.2億美元，成為有史以來由NSF資助的最大規模、最雄心勃勃的項目。在2015年9月18日，再次開啟正式觀測。這時，先進LIGO的靈敏度已是初始LIGO的約四倍左右，它的靈敏度將進一步提升，直至2021年左右達到設計的靈敏度。
2016年2月11日，LIGO科學團隊與室女座干涉儀團隊宣布，人類於2015年9月14日首次直接探測到重力波。所探測到的重力波源自於雙黑洞併合。兩個黑洞分別估計為29及36倍太陽質量。同年6月15日，兩個團隊又共同發佈聲明表示，第二次直接探測到引力波，其發生於2015年12月26日。從分析相關探測信號，學者認為，該事件是由兩個質量分別為14.2 (+8.3, ?3.7) M⊙ 與 7.8 (+2.3, ?2.3) M⊙的黑洞併合所造成，其發生地點離地球有14億光年之遠。利文斯頓探測器先探測到引力波，1.1 msec之後，漢福德也探測到引力波。在1秒鐘的探測期內，信號頻率從35 Hz升高至450 Hz。這併合事件被命名為「GW151226」。這探測結果更加證實了廣義相對論。
從最初始，NSF就已準許LIGO從事直接探測源自於宇宙的引力波，並且開啟引力波天文學這門新興學術領域。LIGO 實驗室的任務為
*操作LIGO設施，提供相關服務給國內與國際科學團隊。
*發展先進探測器所需的基礎科學與技術來達到與開拓干涉儀的功能極限。
*援助關於引力波天文學的科學教育，積極策劃與鼓勵大眾參與相關活動。
從最早的計畫開始，LIGO就不曾被預定為一個單一實驗，而是一個不斷進步、精益求精的天文臺，其涉及到多世代愈加靈敏的引力波探測器的發展與運作。
LIGO的簡易布置圖。
曲線圖展示出初始LIGO第一次科學運行至第五次科學運行(S1-S5)與初始LIGO設計目標的應變靈敏度。
初始LIGO有三個特別設計的邁克耳孫干涉儀分別裝置於兩個天文臺：在華盛頓州漢福德區的天文臺有兩個干涉儀H1與H2，其干涉臂長分別為4千米與2千米，在路易斯安那州利文斯頓 的天文臺有一個干涉儀L1，其干涉臂長為4千米。除了干涉臂長度以外，三個干涉儀幾乎完全相同。這樣裝置的目的在於排除各種當地的噪聲。由於干涉儀的天線方向圖很寬廣，引力波源的定位需要至少使用三個探測器來做三角定位。
初始LIGO試圖探測在40-7000 Hz頻帶與波幅小至10-21的引力波。建造這麼靈敏的探測器是一件極具挑戰性的工作：若要達到設計標準的應變靈敏度10-21，則必須能探測到約10-18米的干涉臂長度變化，這比質子的直徑還小1000倍！探測器必須採用超特穩定激光器、最尖端的干涉儀技術、前沿光學材料、多層震動隔離等等，才可達到這目標。
主激光器是一種半導體泵浦固體激光Nd:YAG系統，能夠提供約10瓦特頻率穩定與震幅穩定的連續波激光，其模態為TEM00高斯空間模態， 波長為1064nm。激光束首先會通過電光調製器進行 相位調制。之後，激光束才會進入LIGO 真空系統。所有干涉儀的光學組件與光束路徑都被封閉在系統（壓強約為10-8-10-9托爾）之內，這是為了減少光波與殘餘氣體粒子散射所造成的相位漲落。處於真空的激光束，在經過進行高階空間模態的過濾之後，才可進入干涉儀。
初始LIGO的干涉儀主要有一個50/50分光器與兩個終端測試質量。測試質量的另一個功能是反射光束的反射鏡。激光束被分光器分離成兩個激光束，分別傳播於兩個干涉臂，直到被終端測試質量反射回分光器，兩個激光束在分光器產生干涉現象。假設兩條路徑的程差使得兩個激光束在從分光器通向光探測器之間的輸出支路產生相消性干涉，則光探測器不會量度到激光束的輻照度。當有任何引力波通過干涉儀時，干涉臂就會因應變響應而出現長度變化，從而使得程差被改變，因此光探測器會量度到激光束的輻照度有所改變。
給定引力波訊號，干涉臂的最優長度是引力波波長的四分之一，這樣，光束可以在干涉臂內傳播半個週期時間，例如，假設引力波的頻率為150 Hz，則波長為2000千米。LIGO干涉儀的干涉臂長為4千米，為了達到約100倍的有效臂長，可以使用法布里-珀羅空腔 ，其是由「輸入測試質量」與終端測試質量這兩個反射鏡所形成，可以儲存光束在干涉臂內。另外還有一種稱為「功率再循環」的技術。假設干涉儀在通向光探測器的輸出支路出現相消性干涉時，則干涉儀對於輸入激光的功能就如同一般。應用這性質，如圖所示，在輸入口與分束器之間裝設一個功率再循環鏡子，則會形成一個光學空腔，其可有效地增加輸入激光功率40倍，從而增加探測器的靈敏度，因為輸入激光功率的平方根與靈敏度成正比。
初始LIGO的測試質量是圓筒形的高品質 ，質量約為10 kg，為了達到預定的光學性質，外表塗上幾層四分之一波長的介電材料。輸入測試質量的塗層會吸收激光，因而產生熱力形變，這可以用二氧化碳激光器系統矯正回來。為了隔離干涉儀，降低干涉儀所遭到的地噪聲，每一個測試質量都會用鐵絲懸掛於剛固支承架，其又被固定於四層消極震動隔離平臺。
在低於40 Hz 的頻帶，地矂聲限制了干涉儀的靈敏度。在40-200 Hz 的頻帶，擺系統的熱燥聲是阻礙靈敏度改善的因素。在高過200 Hz 的頻帶，則必須降低散粒噪聲，靈敏度才可獲得改善。
經過5年努力，在此期間各種儀器的靈敏度被改善了幾個數量級，於2005年，初始LIGO終於達到設計靈敏度。從2005年11月至2007年9月，初始LIGO持續地以設計靈敏度運作與蒐集數據進行第五次科學運行（S5）。對於這次實驗，在最靈敏頻率的100 Hz頻帶內，均方根應變噪聲已壓抑至先前未有的水平３×10-22。
2007年，在S5完成之後，初始LIGO的很多功能都被加以適度提升，由於所涉及的工程有限，只需將初始LIGO的設備稍加改良，不必完全拆除現有設備，就可以達到提升功能的目的。改良後的天文臺稱為「增進LIGO」，其意圖提升靈敏度為初始LIGO的2倍，提升宇宙探測容積為初始LIGO的8倍。增進LIGO 還會檢試幾個決定先進LIGO成功與否的關鍵技術，從而降低先進LIGO失敗的風險，提高先進LIGO成功的可能性。以下是增進LIGO 主要的技術改善：
*為了增加探測器的靈敏度，增進LIGO 提升了激光器的功率，將激光器的功率從10瓦特提升至35瓦特。
*為了減少散粒噪聲，引力波所造成的響應的讀取方式，從「射頻讀取」被改變為「直接轉換讀取」。
*為了防止高階橫模態光波入射至光探測器，在輸出口之前，裝置了輸出模態清除器。
由於對於初始LIGO的改良，增進LIGO 在最靈敏頻率的靈敏度實際提升了約30%。增進LIGO 於2009年7月至2010年10月進行了第六次科學運行（sixth scientific run, S6），從分析獲得的數據，雖然沒有找到引力波的信號，但仍舊推論出一些有意思的天文物理學結果。
曲線圖展示出增進LIGO第六次科學運行（綠色）、先進LIGO第一次觀測運行（紅色）與先進LIGO設計目標（藍色）的應變靈敏度。
2010年，在增進LIGO結束S6 運作之後，它所使用的第一代干涉儀被完全拆除，這是為了要清空位置來安裝先進LIGO的第二代干涉儀。按照設計規格，先進LIGO的靈敏度將比初始LIGO高出10倍，這意味著先進LIGO找尋引力波的探測半徑會比先前高出10倍，探測範圍也會擴大1000倍以上，能夠探測到的引力波波源比先前要多出1000倍，並且，探測頻帶下限更寬闊地從40Hz降低到10Hz。具備有這樣高靈敏度的先進LIGO，專家預測，每年應該可以探測到十幾個緻密雙星併合事件。但為了要達到設計靈敏度，代價不菲，干涉儀的幾乎每一個組件都必須被更換，新安裝的組件則是經過嚴格測試證實功能更為優良的高端科技產品。在低頻區，頂級的震波隔離技術與測試質量懸掛技術貢獻出高靈敏度；在中頻區與高頻區，更高的激光器功率、更大尺寸與更大質量的測試質量、改良的鏡子塗層是導致高靈敏度的關鍵因素。
如同初始LIGO，先進LIGO也使用配備了法布里－珀羅空腔的功率再循環式邁克耳孫干涉儀。除此以外，先進LIGO還在干涉儀的輸出口裝置了「信號再循環鏡」，其能夠調配被散粒噪聲所限制的靈敏度。對於每種不同的引力波源，該技術可以客製地給出優化的靈敏度。
為了促使被散粒噪聲限制的靈敏度獲得改善，輸入激光器的功率被增加到最大 180瓦特，但在O1僅使用20瓦特，干涉臂的激光循環功率也從初始LIGO的10千瓦特增加到100千瓦特，未來將增加到750千瓦特。初始LIGO使用直徑25cm、質量11kg的熔凝石英為測試質量，為了降低熱噪聲，先進LIGO將測試質量的直徑增加為34cm，為了壓抑輻射壓強噪聲至相當於懸掛熱燥聲的水平，先進LIGO又將測試質量的質量增加為40 kg。熔凝石英纖維將測試質量懸掛在半空中，這設計使得可供探測頻率拓寬至10 Hz以上。為了達到先進LIGO的設計靈敏度，頻率10 Hz以上的地面運動被壓抑了10 個數量級：懸掛測試質量的多階擺系統能夠減弱地面運動7個數量級，安置這多階擺系統的主動控制震波隔離平臺更加地壓抑3個數量級。
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座觀測天文臺中的任何幾座觀測天文臺，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。
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。
「LIGO-印度」是倡議中的LIGO實驗室和（INDIGO）之間擬議的合作項目，旨在印度打造世界級的引力波探測器。
2024年將升級到Advanced LIGO Plus ，簡稱 ALIGO+，擴大探測范圍。
*愛因斯坦望遠鏡- 歐洲第三代引力波探測器。
*Einstein@Home - 可以下載的分布式志愿者計算程序可以幫助LIGO/GEO團隊分析數據。
* - 位于德國漢諾威的一個引力波探測器。
*室女座干涉儀 - 靠近意大利比薩，一個類似于LIGO的干涉儀。
*  LIGO Scientific Collaboration  web page
*  LIGO Laboratory
*  LIGO News  blog
*  Living LIGO  blog: answering questions about LIGO science and being a scientist by LIGO member Amber Stuver
*  Advanced LIGO homepage
*  Caltech's Physics 237-2002 Gravitational Waves by Kip Thorne Video plus notes: Graduate level but does not assume knowledge of General Relativity, Tensor Analysis, or Differential Geometry; Part 1: Theory (10 lectures), Part 2: Detection (9 lectures)
太陽中微子問題
太陽中微子的測量結果與太陽內部模型有矛盾。
以前的標準模型
根據當時所接納的理論，中微子應該是沒有質量的；亦即是說中微子的種類在產生時會被固定。由於太陽中微子是由氫氫聚變所生的，因此太陽應該只能射出電中微子。
探測到的電中微子數量只有預測的三分之一到二分之一；中微子振蕩解釋了這個差異，但是卻需要中微子具有質量。
中微子具有質量，因此三種中微子可以互相轉換。
太陽中微子問題是測量到穿過地球的太陽中微子流量與理論計算相比出現缺失的問題，從1960年代中期持續至約2002年。這種缺失已經被中微子物理的新的認識解決了，這要求對粒子物理學的標準模型的進行修改——特別是中微子振蕩。從本質上講，因為中微子具有質量，它們可以改變它們從已被預計在太陽內部被產生的那一種類型，變成了被當時使用的探測器無法探測到另外兩種類型。
太陽內部能夠產生中微子的幾種核反應。從左到右分別為中微子的來源、核反應方程、中微子的流量、能量范圍
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”。
雷蒙德·戴維斯和約翰·巴考爾於1960年代晚期在美國南達科他州礦井中的最早測量了太陽產生的中微子的流量，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，當中包括神岡探測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·戴維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獲得了2002年的諾貝爾物理學獎。
針對太陽中微子缺失問題的早期嘗試就是提出標準太陽模型是錯誤的，即太陽核心的實際溫度和壓力與標準太陽模型中的很不一樣。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；結果發現實際溫度與標準太陽模型一致（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。）
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著不同的依附關係；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無論怎樣調整太陽標準模型都無法符合觀測得到的中微子能譜，對模型進行任何調整都會令某方面的矛盾增多。
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：
* 電中微子（這就是太陽所產生的中微子，以及上文所提到的實驗所探測的中微子，特別是霍姆斯特克的氯探測器）
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。
日本的超級神岡探測器於1998年首次發現了中微子振蕩的確切證據。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）轉換成了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薩德伯里中微子觀測站於2001年發表的測量結果。它探測到了太陽發出的全部三種中微子，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%是電中微子，其餘為μ或τ中微子。三種中微子的總流量與之前從太陽內部聚變反應核物理而來的預測相當一致，解決了先前觀測到的太陽中微子缺失問題。
為了表彰1998年和2001年進行的中微子振蕩實驗提供的確鑿證據，從超級神岡探測器的梶田隆章和從薩德伯里中微子觀測站的阿瑟·麥克唐納被授予2015年諾貝爾物理學獎。
激光干涉儀示意圖。
引力波探測器是引力波天文學中用于探測引力波的裝置。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。常用的探測器有棒狀探測器和激光干涉儀等，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日測量到在距離地球13億光年處的兩個黑洞合并所發射出的引力波信號。之後，又陸續探測到多次重力波事件。
最早實際投入運作的引力波探測器是1960年代美國馬里蘭大學的制造的鋁質實心圓柱，通常稱為「棒狀探測器 」，是一種「共振質量探測器」。1969年，韋伯宣稱他的探測器得到了可靠的結果，立刻引起轟動，但是后來的重復實驗都得到了零結果。此后意大利、澳大利亞、美國的科學家相繼建造了類似的鋁質圓柱形探測器，有的采取了更復雜的減震、低溫、真空等措施排除干擾，但是都沒有得到令人信服的證據。
1962年，俄國物理學者與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，再度提出這點子，然而仍舊無疾而終。後來，與萊納·魏斯也分別獨立發表出類似點子。韋伯的學生在工作時，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臺干涉儀。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。
70年代，魏斯團隊在麻省理工學院、團隊在德國加興的馬克斯·普朗克研究所、朗納·德瑞福團隊在格拉斯哥大學，分別建成並且投入運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臺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，只能建成一臺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臺（LIGO），並且由基普·索恩、朗納·德瑞福 與萊納·魏斯共同主持這計畫。
全球的地面引力波天文臺分布圖
1999年，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，法國和意大利合作建造的處女座干涉儀 （VIRGO）（臂長3000米）、德國和英國合作的（臂長600米）、以及日本正在建造中的神岡引力波探測器（KAGRA）（臂長3000米）等。另外，歐洲空間局（ESA）正在建造未來在太空中運行的激光干涉空間天線（LISA），其將會被用來探測低頻引力波信號。
經過多年不懈努力， 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。
韋伯型天線是一個共振質量探測器。
「共振質量探測器」分為兩類：「棒狀探測器 」與「球狀探測器」。棒狀探測器的靈敏度主要源自于圓柱體尖銳的共振頻率，其半峰全寬通常只有一到幾個赫茲。通常鋁質圓柱體長約3米，共振頻率大約在500赫茲至1.5千赫茲之間，質量約為1000千克，用細絲懸掛起來。當引力波照射到圓柱時，圓柱會發生諧振，繼而可以通過安裝在圓柱周圍的壓電傳感器檢測到。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
共振質量探測器主要會遭遇到三種噪聲:熱噪聲、傳感噪聲和量子噪聲。為了要測量到引力波的波幅，必須儘量削減這些燥聲。
原本的韋伯棒狀探測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的運作溫度為0.1K。
LIGO漢福德觀測臺（LHO）的北干涉臂。
當今最具規模的激光干涉引力波天文臺（LIGO）主要是由加州理工學院和麻省理工學院負責運行，它也是美國國家科學基金會資助的最大科研項目之一。LIGO在兩個站點建造有三臺探測器，在華盛頓州的漢福德（Hanford）建有雙臂長度分別為4千米和2千米的兩臺探測器（LIGO Hanford Observatory，簡稱LHO），而在路易斯安那州的利文斯頓建有一臺雙臂長度為4千米的探測器（LIGO Livingston Observatory，簡稱LLO），相距漢福德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正式啟動數據采集工作，至2010年共執行了六次科學探測工作之後計劃結束，最佳靈敏度已經達到10?19的數量級。
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，探測范圍可擴大8倍。在2010年與2015年之間，LIGO進行了名為「先進LIGO」（Advanced LIGO）的升級計劃，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，靈敏度比初始版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）位于意大利比薩附近，是一架雙臂長度為3千米的地面激光干涉儀，所屬單位稱為歐洲引力天文臺（European Gravitational Observatory）。Virgo自2007年起開始進行科學觀測，並且參與了S5的最后部分探測工作，VIRGO具有和LIGO相媲美的靈敏度。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。
日本計劃在2019年建成神岡引力波探測器（KAGRA），它的600米長的干涉臂被深埋在200米的巖石下，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。
位于德國漢諾威，是雙臂長度為600米的探測器，其工作帶寬為50赫茲至1.5千赫茲。GEO600自2002年起開始科學探測。
重力波會影響行星際航天器通信信號的返回時間，美國國家航空航天局和歐洲空間局都在進行偵測這一效應的實驗。例如，對于正在木星和土星附近的航天器（包括卡西尼－惠更斯號等），其信號返回時間在2至4秒的數量級。重力波會導致信號時間的變化，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：一次是引力波經過地面的發射器，一次是經過航天器，一次是經過地面的接收器。搜尋這樣的引力波信號需要在數據分析中采用模式匹配算法。利用兩個不同的發射頻率和很穩定的原子鐘，靈敏度的量級估計可以達到10?13，并有可能進一步提高到10?15。
脈衝星是宇宙的計時器，其中，毫秒脈沖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。由于脈衝星所發射的信號具有極高的規律性，所以可以從觀察到在計時方面的不規律性，估算出隨機背景引力波的上限。
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。由毫秒脈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：、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， 平方千米陣與位於荷蘭的。
在低頻波段（低於1赫茲），任何引力波源的低頻引力波到達地球時，振幅都會比地球上的震動噪聲低很多；處于太空中的探測器則不會受到地球噪聲環境的影響。在歐洲空間局的LISA計劃中，探測頻率波段為0.0001赫茲至0.1赫茲的低頻引力波，由三個同樣的航天器組成邊長為250萬公里的等邊三角形，整體沿地球軌道繞太陽公轉。LISA的干涉臂長超過任何頻率高于60毫赫茲的引力波的半波長，在這個范圍內三項公式成立。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。
與地面干涉儀不同的是，由于航天器相距很遠，-{激光}-在傳播途中的大幅衰減造成LISA不能使用單純的平面鏡來反射-{激光}-，采用光學的辦法，將要發射信號的相位鎖至接收信號的相位上再將其發射出去。這一過程原理上是一個，其效果和地面干涉儀的平面鏡反射是相同的，本質上相當于-{激光}-從一個航天器發射，到達另一個航天器后再返回，這個延遲信號與本地的原始信號發生干涉，LISA主要就是測量這種干涉信號的相位。
激光干涉空間天線開路者號運作示意圖：1 衛星，2 電容測距器，3推力器，4 主測試質量，5 次測試質量, 6 -{激光}-，7 光電探測器。對LISA而言，來自外界的影響主要是太陽的輻射壓和太陽風的動壓強。為了減小這些影響，滿足廣義相對論實驗驗證的嚴格要求，LISA採用了先進，使用航天器本身作為內部測試質量的防護罩，保護測試值量不被外界影響，促使測試質量能夠自己沿著測地線運動，呈自由落體狀態，與航天器沒有任何牽纏，航天器對測試質量的位置作出精確的監測，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。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、能夠連續幾年穩定發射2瓦特功率的紅外激光。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。
歐洲空間局計畫於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，研究銀河系內的雙星系統的形成與演化、探查緻密星體繞著大質量黑洞的公轉動力學、追溯超大質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。
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。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。更具野心的是美國太空總署的計畫，操作頻率與分赫引力波干涉天文臺 相同，意圖探測宇宙暴脹所導致的引力波背景。
激光干涉儀示意圖
LIGO 使用的干涉儀是邁克耳孫干涉儀，其應用激光光束來測量兩條相戶垂直的干涉臂的長度差變化。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，可以用數學公式來描述；換句話說，假設從激光器發射出的光束，在傳播距離  之後，被反射鏡反射回原點，其來回過程中若受到引力波影響，則行程所用時間將發生改變，這種時間變化可以用數學公式來坐定量描述。
更仔細地描述，假設一束引力波是振幅為  的平面波，其傳播方向與激光器的光束傳播方向的夾角為   ，并假設光束的發射時間與返回時間分別為  、  ，則返回時間對發射時間的變化率為。
把這一公式稱作「三項公式」，其為分析所有干涉儀對信號響應的出發點。單徑系統也可以使用三項公式 ，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。
假設干涉臂長超小於引力波的波長，則干涉臂與引力波相互作用的關系可近似為
假設引力波傳播方向垂直於光束傳播方向，即兩者之間的夾角為  ，則三項公式變為
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，則干涉臂與引力波相互作用的近似關系式為
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與引力波相互作用的近似關系式為
引力波對於干涉儀所產生的響應是這兩個關係式的差值：
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：
換算成單條干涉臂的長度差，
LIGO的長度為4千米的干涉臂由振幅為10?21的引力波所引起的長度變化為：
光束只需10?5秒就可以走完干涉臂的往返距離，這比一般典型的引力波周期要短很多。因此，讓激光在這段距離內反復多走幾次也不會影響觀測，而且有顯著的好處。如果讓激光在這段距離內往返100次，則有效光程長度提高了100倍，而特定激光相位變化等效的長度變化也因此提升到10?16米的量級。大多數干涉儀都使用低透射率平面鏡制成的光學腔，即所謂法布里－珀羅干涉儀，來提升激光在干涉臂內的往返次數。
LIGO的主要噪聲曲線。可以看到在低頻、中頻和高頻區域的主導噪聲分別為震動噪聲（seismic）、擺的熱噪聲（suspension thermal）和散粒噪聲（shot）。
主要影響激光干涉儀的噪聲可以分為兩大類：「位移噪聲」與「傳感噪聲」。位移噪聲是因實驗器具的移動而形成的噪聲，例如，地噪聲、熱噪聲。傳感噪聲是對於實驗器具的微小位移所進行的量度而產生的噪聲，例如，散粒噪聲。
地噪聲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。這種噪聲在棒狀探測器中同樣存在，但在干涉儀中會造成更為嚴峻的問題，因為，在干涉儀中，光束在鏡面之間來回反射傳播，每一次反射都會進一步增加鏡面的震動噪聲。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。
由質量與彈簧組合製成的低共振頻率（約為幾個赫茲）地震濾波器，能夠削弱頻率大於10 Hz的震動噪聲。給定地表位移為 ，濾波器能夠對於頻率  比共振頻率  更高的信號進行濾波的動作，過濾後的信號約為 ，多個質量-彈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頻率  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，這也是這類低頻引力波被歸屬為空間中探測目標的主要原因。
當溫度高於絕對零度時，物體為持續振動，這是熱噪聲的表現。在50至250赫茲探測頻帶，熱噪聲是最重要的噪聲，熱噪聲使得平面鏡和懸擺不停地振動。平面鏡和懸擺的振動對干涉儀的靈敏度有很大影響，因此與棒狀探測器相反，干涉儀特意不在其共振頻率附近尋找的引力波，而是在遠離其共振頻率的頻帶尋找的引力波，因為在其共振頻率附近，熱振動的振幅最大。懸擺的熱噪聲頻率約為幾個赫茲，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。
假設待測的引力波的頻率  超小於測試質量的共振頻率 ，則測試質量的表面振動模式所形成的熱噪聲為
其中， 是， 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，冷卻降溫、增加質量、採用高Q物質，這些都是降低熱噪聲的手段。
升級后的先進LIGO仍使用為測試質量，而不是原先計畫的藍寶石，連結測試質量的擺線則將使用熔凝石英來取代現在的鋼絲，以達到提高品質因數的目的，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。
在干涉儀裡，用來測量的光子是量子化的，它們到達光探測器的行為是一種遵循泊松分布的隨機過程，它們會隨機地影響光強分布，從而產生隨機漲落，這種隨機漲落叫「散粒噪聲」。隨著頻率升高，散粒噪聲會變得更加明顯，因此決定了地面干涉儀在250赫茲以上的高頻帶的靈敏度極限。真正的引力波信號很有可能被散粒噪聲所淹沒，或者散粒噪聲會形成看上去像引力波信號的偽信號。不過作為一個隨機過程，隨機漲落的標準差的增長并沒有光子數量增長的速度快，理論上標準差和光子數量的平方根成正比，因此散粒噪聲和光子數量的平方根成反比。也就是說積累的光子數量  越多，得到的干涉信號就越平滑。如果使用波長  為1毫米數量級的紅外線，測量精確度可達到：
根據奈奎斯特定理，測量頻率為  的引力波信號，需要每秒至少做  次測量，因此一次累積光子的時間可設為  。對功率為  的光信號，可以得到的光子的數量為
其中， 是普朗克常數， 是光速。
雖然從散粒噪聲的角度而言，積累的光子數量越多越好，但由于奈奎斯特定理的限制，一次積累光子的時間不能太長，否則太低的采樣頻率會造成頻率混疊，因此提高靈敏度只能倚靠提高激光器的功率。如果要求測量誤差低于10?16米，需要的功率值比當今最先進連續波激光器的功率都要高很多。
解決這個問題的方法叫做「光功率回收技術」（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。在理想情況下，從干涉儀的激光器發射出的光束，除了被反射鏡吸收以外，都會返回激光器的輸出口，只有當有引力波通過時才會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。通過在激光器輸出口的前面置放一面反射鏡，能夠將反射回激光器輸出口的光束再反射回干涉儀內，這樣使得激光功率得到積累，直到激光器只需重新供給反射鏡損耗掉的光束。通過這種技術能夠有效降低對激光器功率的要求。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。
散粒噪聲是一種量子噪聲，此外還存在類似于棒狀探測器表面出現的量子噪聲，例如反射鏡表面零點能的振動等，這種量子噪聲的極限都由海森堡不確定性關系式  決定。這類噪聲在當前仍然在干涉儀的靈敏度極限以下，但在未來隨著靈敏度進一步的提高，就可能變得更為顯著。增加反射鏡的質量是降低這類噪聲的手段之一，因為振動的振幅和質量的平方根成反比。
引力梯度噪聲源自於于當地的牛頓引力場在測量時間尺度內的變化，又稱為「牛頓噪聲」。引力波探測器不單會對引力波產生響應，還會同樣地對當地的潮汐力產生響應，兩者實際上無法區分。這些源自於當地的牛頓噪聲包括人造噪聲，例如儀器、車輛等外界干擾，更重要的是自然噪聲，例如地震波所引起的引力場變化以及空氣氣壓變化所引起的空氣密度變化等。噪聲的頻譜隨著頻率升高而急劇下降，因此對于第一代的干涉儀這不是一個問題，但有可能會對下一代干涉儀的靈敏度造成限制，也是頻率在1赫茲以下的低頻引力波必須在宇宙空間中探測的主要原因。
由於牛頓噪聲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濾波器或防護罩來壓抑牛頓噪聲。在地球表面，在頻率低於10赫茲，牛頓噪聲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聲較低的區域。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，牛頓噪聲必須被壓抑10倍。忽略其它噪聲，在1赫茲頻率，牛頓噪聲必須被壓抑1000倍，才有可能探測到引力波。
愛德華·恩戈亞·洛瓦薩（斯瓦希里語：，），坦桑尼亞政治家，2005年至2008年擔任坦桑尼亞總理，2006年1月7日正式宣誓就任。
洛瓦薩出生于阿魯沙，1973年在塔博拉的米拉姆博中學讀完高中，先后獲得達累斯薩拉姆大學戲劇藝術學位和英國巴斯大學的發展研究碩士學位。他曾在阿里·哈桑·姆維尼總統的第二屆任期內擔總理府的部長級主任職務，1995年被提名為坦桑尼亞革命黨(CCM)的總統候選人，但在早期的選舉中就被淘汰。他回到議會中繼續任后座議員至1997年被任命為部長級的副總統辦公室主任，負責環境與貧困。2000年大選后，他擔任水和畜牧業發展部部長，被贊為勤勞部長。2005年，他的多年好友賈卡亞·基奎特當選總統，12月29日提名洛瓦薩為總理，在議會中獲得312票贊成，兩票反對通過任命，并于次日正式宣誓就職。
2008年2月7日洛瓦薩因腐敗指控宣布辭職。
從1980年代起洛瓦薩所擔任的政府職務:
* 阿魯沙國際會議中心董事長 - 1989–1990
* 部長級, 總理辦公室和第一副總統主任 (司法和議會事務), 1990–1993
* 土地、人員安置開發部長,1993–1995
* 部長級, 副總統辦公室主任;— 環境與貧困, 1997–2000
* 水和畜牧業發展部長, 2000–2005
* 議員;— 蒙杜利選區, 1990–Present
* 總理, 2005–2008
*  愛德華·洛瓦薩糧農組織FAO的講話
*  愛德華·洛瓦薩在日內瓦舉行的聯合國社會發展首腦會議的講話
中微子望遠鏡
中微子天文學以測量中微子的流量為主要手段，研究天體物理過程。恒星內部的核反應、超新星爆發等過程都會發出大量的中微子。中微子是一種輕子，不參與強相互作用和電磁相互作用，與普通物質的反應截面很小，平均自由程很長，給探測帶來了很大的困難。太陽中微子是在太陽內部核反應過程中產生的，在地球附近具有很高的流量。因為中微子與物質的弱相互作用，中微子提供了一個獨特的機會去觀察那些光學望遠鏡無法接觸的過程。
中微子天文學領域仍然處于非常初期的階段 - 唯一證實地球之外來源至今為止僅有太陽和超新星SN 1987A。
中微子第一次記錄是被在1956年由克萊德·科溫和弗雷德里克·萊因斯從一個核反應堆記錄的。他們的發現榮獲1995年度的諾貝爾物理學獎。
20世紀60年代晚期，在美國物理學家雷蒙德·戴維斯的領導下，美國在南達科他州一個深達1500米的金礦中建造了，裝了38萬公升四氯乙烯溶液，用于測量太陽的中微子流量。但是觀測到的流量與根據標準太陽模型計算的結果有很大的偏差，大約只有后者的三分之一，這就是著名的太陽中微子問題。
1982年，日本科學家小柴昌俊在一個深達1000米的廢棄砷礦中領導建造了神岡探測器，最初目標是探測質子衰變，也可以利用中微子在水中產生的切連科夫輻射來探測中微子。1987年2月，在銀河系的鄰近星系大麥哲倫云中發生了超新星1987A的爆發。日本的神岡探測器和美國的Homestake探測器幾乎同時接收到了來自超新星SN 1987A的19個中微子，這是人類首次探測到來自太陽系以外的中微子，在中微子天文學的歷史上具有劃時代的意義。
20世紀90年代，神岡探測器經過改造，名為超級神岡探測器，容量擴大了十倍。1998年，超級神岡探測器首次發現了中微子振蕩的確切證據，表明三種中微子是可以相互轉換的，為解決太陽中微子問題指明了道路。
第一代的海底中微子望遠鏡項目的開始與由在1960年的提案“......將探測器安裝在深湖或深海，以及利用切倫科夫輻射的幫助來確定帶電粒子的位置”。
第一個水下中微子望遠鏡開始于。 DUMAND表示深海水下μ子中微子和探測器。該項目開始于1976年，雖然它最終被取消于1995年，它充當了很多在隨后的幾十年以來望遠鏡的先驅者
安裝在俄羅斯貝加爾湖的南部。該探測器位于1.1公里深度,并且于1980年開始調查。在1993年，它是第一個部署用三串鏈條來重建μ介子的軌跡，以及在水下的第一記錄大氣中微子。
（AMANDA）使用在南極約3公里厚的冰層和位于阿蒙森-史考特南極站數百米距離。AMANDA最終成為在2005年的IceCube的前身。
2001年，加拿大的薩德伯里中微子天文臺發表了測量結果，探測到了太陽發出的全部三種中微子，證實了太陽中微子在達到地球途中發生了相互轉換，三種中微子的總流量與標準太陽模型的預言符合得很好，基本解決了太陽中微子缺失的問題。
2002年，雷蒙德·戴維斯和小柴昌俊因在中微子天文學的開創性貢獻而獲得諾貝爾物理學獎。