在爱因斯坦预言引力波存在的近一个世纪后|看不见摸不着的引力波，LIGO如何捕捉？答案无法想象( 五 ) 在爱因斯坦预言引力波存在的

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一对脉冲星
对于地日系统，这个能量损耗率仅为微弱的200W（比烤面包机使用的能量还少），相关计算表明它们之间的距离每年仅变化400fm（飞米， femtometer ， 1fm=10^-15m）。但是对于像PSRB1913+16这样的脉冲双星系统，能量损失率差不多是10^25W——相当于太阳电磁辐射输出的2% 。通过几年的监测，泰勒和韦斯伯格发现，双星之间的距离正在迅速缩小，每天缩小约2cm 。更重要的是，他们的观察表明，恒星轨道近星点（两颗恒星最靠近彼此的位置）的累积位移量以一种几乎完全符合广义相对论预测的方式减少了，后续的研究发现其中的联系更为紧密。
赫尔斯和泰勒因发现了第一个脉冲双星系统而获得了1993年诺贝尔物理学奖，泰勒和韦斯伯格的研究结果则让物理学家相信了引力波的存在。
LIGO是如何工作的

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LIGO内部结构
LIGO和其他激光干涉引力波天文台（如意大利的VIRGO、德国的GEO600和日本的KAGRA）由两个彼此成直角的长臂构成。每只长臂的末端都悬挂着一个高度抛光的“测试块” ，它充当了一面反射镜，反射在光源处进行了分束的激光束，双臂则分别反射了两束分离的激光束。如果来自远方的引力波穿过了探测器，它将轻微地改变探测器中时空点的间距，从而改变干涉仪的臂长。

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在全球建立更多的引力波观测站有助于科学家确定引力波的来源及其位置。（图片来源：LIGOCaltech2016.02.11）
臂长的变化量ΔL等于臂长L（LIGO是4km；VIRGO和KAGRA是2km；GEO600是600m）乘以一个无量纲应变系数h～(GM/Dc^2)(v^2/c^2) ，其中M是产生引力波的系统的质量， v是构成系统的天体（如两个相互围绕轨道运行的黑洞）的特征速度， D是系统到探测器的距离。 h的值与探测器到波源的距离成反比，但对于最有可能的波源——邻近星系和超星系团中的双星合并， h预计为10^-21量级。因此，为了探测引力波， LIGO需要能够测量出约4×10^-18m的臂长变化量。
引力波天文学家们依靠一些精密的光学仪器完成这一非凡的壮举。在LIGO的两条长臂中，激光束在法布里-珀罗腔中反射了400次，总距离是设备臂长的许多倍。然后两束光在光电探测器上重新组合，光电探测器进行两束光的相位差测量。每束激光传播时间的变化量Δt=2(ΔL/c)=2hBL/c ，其中B是反射次数，相位变化量ΔΦ=(2π)fΔt=4πhBL/λ——约为10^-9弧度，其中f是激光频率， λ是激光波长。

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这张图显示了三个天文台的数据。第一行图表显示了信噪比；第二行图表显示了“啁啾” ，即频率随时间的变化；第三行图表显示了波形。（图源：LIGOCaltech）
在初始阶段， LIGO被设计用来探测从40Hz到10000Hz（引力波的预期最高频率）频段的引力波，最低应变灵敏度约为100Hz 。 aLIGO的更新改进了这一技术，将天文台可探测的最小频率降低到10Hz ，将应变灵敏度提高了10倍，将h值降低到10^-22以下。（在1Hz以下，即使是大气波动造成的地球重力场不均匀，或是很小的地震，也会产生难以忽视的噪声。）正如LIGO的科学家里克·萨维奇（RickSavage）所说， “我们已经远远不只是吹毛求疵了。 ”
参考资料
1.WJ百科全书
2.天文学名词
3.DavidAppell-胖头鱼
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