引力波来了

在 20 世纪 80 年代中期，伯纳德·舒茨 (Bernard Schutz) 提出了天文学最古老的问题之一的新解决方案：如何测量地球到宇宙中其他物体的距离。 几代人以来，研究人员一直依靠物体的亮度作为其距离的粗略衡量标准。 但这种方法带来了无尽的复杂性。 例如，昏暗的近距离恒星可以伪装成更遥远的明亮恒星。 威尔士卡迪夫大学的物理学家舒茨意识到，引力波可以提供答案。 如果探测器能够测量来自相互作用的遥远物体对的时空涟漪，科学家们将掌握计算信号最初强度所需的所有信息——从而了解波浪必须传播多远才能到达地球。 因此，他预测，引力波可以成为宇宙膨胀速度的明确标志。

他的想法很巧妙，但不切实际：当时没有人能够探测到引力波。 但在 2017 年 8 月，当两个中子星之间 1.3 亿年前的并合产生的震动穿过地球上的引力波探测器时，舒茨终于有机会检验这个概念。 幸运的是，该事件发生在相对较近的星系中，产生了比舒茨梦寐以求的更清晰的初步测量结果。 凭借这一个数据点，舒茨能够证明他的技术可以成为最可靠的距离测量方法之一。 “这令人难以置信，”他说。 “但事实就在那里。”

更多像那样的合并可以帮助研究人员解决关于宇宙当前膨胀速度的持续争论。 但宇宙学只是未来几年可能通过引力波探测取得重大进展的学科之一。 凭借已经取得的一系列可观的发现，引力波科学家们列出了一长串他们期望更多数据带来的成果清单，包括深入了解宇宙黑洞的起源、关于中子星内部极端条件的线索、宇宙如何将自身构建成星系的编年史，以及迄今为止对爱因斯坦广义相对论的最严格的检验。 引力波甚至可能提供一个窗口，让我们了解宇宙大爆炸后最初几毫秒内发生的事情。

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研究人员在美国激光干涉引力波天文台 (LIGO)、意大利比萨附近的室女座天文台和日本一个类似的探测器的帮助下，开始着手解决这份清单上的问题，该探测器于 2020 年底开始进行观测。 他们将从空间干涉仪和仍在设计中的地面干涉仪中获得额外的推动力，以及其他可能很快开始产生其自身首次引力波探测的方法。

像许多科学家一样，舒茨希望最好的发现将是理论家甚至没有梦想过的发现。 “任何时候你开始观察如此全新的事物，总是有可能看到你意想不到的东西。”

旋转的线索

对于一个仅仅五年多历史的研究领域来说，引力波天文学已经取得了惊人的发现速度，甚至超过了最乐观的预期。 除了 2017 年发现的中子星合并外，自 2015 年以来，LIGO 和室女座天文台还记录了 48 对黑洞合并成更大黑洞的事件 [参见“制造波浪”]。 这些发现是迄今为止最直接的证据，证明黑洞真实存在，并且具有广义相对论预测的特性。 它们还首次揭示了相互绕轨运行的黑洞对。

研究人员现在希望找出这种配对是如何形成的。 每对中的单个黑洞应该是在大质量恒星耗尽核心燃料并坍缩时形成的，释放出超新星爆发，并留下质量范围从几个到几十个太阳质量的黑洞。

关于这种黑洞如何相互环绕，有两种主要的设想。 它们可能最初是相互轨道运行的大质量恒星，即使在每颗恒星都变成超新星之后仍然在一起。 或者，黑洞可能独立形成，但后来被与其他物体的频繁引力相互作用驱动到一起——这种情况可能发生在密集的星团中心。

无论哪种方式，物体的能量都以引力波的形式逐渐分散，这个过程将这对物体拉入越来越紧密和快速的螺旋轨道，最终融合成为一个更大的黑洞。 澳大利亚墨尔本莫纳什大学的理论天体物理学家伊利亚·曼德尔 (Ilya Mandel) 表示，为了让 LIGO 和室女座天文台看到这样的星对合并，典型的黑洞需要以小于地球和太阳之间距离四分之一的距离开始它们的相互轨道。 曼德尔说：“如果你从两个黑洞相距更远的地方开始，它们合并的时间将超过宇宙的年龄。”

迄今为止发现的黑洞合并不足以确定哪种形成方案占主导地位。 但在对前三次探测的分析中，包括曼德尔和石溪大学理论天体物理学家兼 LIGO 成员威尔·M·法尔 (Will M. Farr) 在内的一个小组认为，再进行五次观测就可以为其中一种方案提供实质性证据。 这将涉及仔细检查引力波，以寻找关于黑洞如何旋转的线索：独立形成后配对的黑洞应该具有随机定向的自旋，而具有共同起源的黑洞应该具有彼此平行且大致垂直于其轨道平面的自旋轴。

进一步的观测为了解关于黑洞形成和恒星演化的一些基本问题提供了见解。 西北大学 LIGO 天体物理学家维姬·卡洛格拉 (Vicky Kalogera) 说，收集大量的质量测量值应该会揭示间隙——很少或没有黑洞存在的范围。 她特别指出，“在低质量端应该很少有黑洞”，因为相对较小的超新星倾向于留下中子星而不是黑洞作为残骸。 在高端——大约是太阳质量的 50 倍——研究人员预计会看到另一个截止点。 在非常大的恒星中，核心的压力被认为最终会产生反物质，导致爆炸非常剧烈，以至于恒星完全瓦解，不留下任何残骸。 这些被称为对不稳定超新星的事件已被理论化，但到目前为止，还没有足够的观测证据来支持它们。

然而，从那时起，LIGO 和室女座天文台的团队已经探测到似乎违反了理论家预期的系统，无论是在光谱的轻端还是重端。 他们在 2019 年 5 月 21 日发现的一个事件涉及一个估计为 85 个太阳质量的黑洞，正好在对不稳定超新星应该使这种残骸不可能存在的范围内。 而在 8 月 14 日，他们探测到一个黑洞吞噬了一个重达 2.6 个太阳质量的物体，这通常被认为对于中子星来说太重了，但对于典型的黑洞来说又太轻了。

麻省理工学院物理学荣誉教授、LIGO 的首席设计师莱纳·魏斯 (Rainer Weiss) 说，最终，黑洞探测将以星系巡天的形式描绘出宇宙的地图。 一旦数量积累起来，“我们实际上可以开始在黑洞中看到整个宇宙，”他说。 “天体物理学的每个部分都将从中获得一些东西。”

为了加速这些观测，LIGO 和室女座天文台计划提高其灵敏度，这将不仅揭示更多事件，还将揭示有关每次合并的更多细节。 除其他外，物理学家渴望看到后合并黑洞在稳定成球形时发出的详细“铃音”波——这种观测可能会揭示广义相对论的裂缝。

拥有更多分布在全球各地的天文台也将至关重要。 日本地下深处的探测器 KAGRA 最近上线。 它的位置——特别是它相对于入射波的方向——将补充 LIGO 和室女座天文台，并使研究人员能够确定引力波的偏振，其中编码了关于轨道平面方向和螺旋物体自旋的信息。 印度计划建造另一个天文台，部分使用 LIGO 的备用组件制造。

更大量的发现可能来自观测中子星合并。 首次此类探测，称为 GW170817，于 2017 年 8 月被观测到，几乎可以肯定是天文学史上研究最深入的事件。 它一举解决了许多长期存在的谜团，包括宇宙中黄金和其他重元素的起源，以及一些伽马射线暴的原因。

进一步的观测可能使科学家能够探索这些物体的内部。 中子星被认为与物质的密度一样大，可能不会坍缩成黑洞，但究竟有多大密度，任何人都无法猜测。 没有实验室实验可以研究这些条件，并且关于那里发生的事情有数十种提议。 一些理论预测，夸克——构成质子和中子的亚原子成分——应该彼此分离并四处游荡，可能处于超导、超流体状态。 其他理论则认为，更重的“奇异”夸克形成并成为中子的奇异表亲的一部分。

确定中子星半径可能允许物理学家评估这些理论，因为它们预测了不同的“状态方程”——将物质的压力、温度和密度联系起来的公式。 这些方程决定了物质可以在多大程度上被压缩，从而决定了对于给定的质量，中子星会有多宽或多窄，以及此类恒星可以变得多大。

2017 年 8 月的 100 秒信号最终变得太高，LIGO 和室女座天文台无法探测到，这阻止了天文台看到两颗中子星的最后时刻，那时它们应该会以揭示其大小和硬度或抗压缩能力的方式相互变形。 尽管如此，宾夕法尼亚州立大学的 LIGO 理论物理学家班加罗尔·S·萨蒂亚普拉卡什 (Bangalore S. Sathyaprakash) 表示，从那一次事件中，“我们可以排除允许中子星尺寸大于半径 15 公里的状态方程”——这个数字与其他测量结果一致，并且有利于“较软”物质。

未来的探测和探测器将提供更多细节。 萨蒂亚普拉卡什说，爱因斯坦望远镜是欧洲一个团队梦寐以求的下一代天文台，可以将物理学家带到远远超出上限的水平。 他说：“我们希望能够将半径精确到 100 米的水平”——考虑到这些物体距离我们数百万光年，这将是一个惊人的精度。

警笛般的呼唤

类似于 GW170817 的信号，通过引力波和光线观测到，可能对宇宙学产生重大影响。 舒茨在 1985 年计算出，来自螺旋物体的波的频率或音调，以及该音调增加的速率，揭示了关于物体总质量的信息。 这决定了它们的波在源头的强度。 通过测量到达地球的波的强度——干涉仪实际接收到的信号的振幅——可以估计波浪从源头传播的距离。 在所有其他条件相同的情况下，例如，距离是两倍的源将产生强度为一半的信号。 这种类型的信号被称为标准警笛，是对宇宙学中常用的一种测量距离的方法的致敬：被称为标准烛光的恒星具有众所周知的亮度，这使研究人员能够计算出它们与地球的距离。

通过将 GW170817 的距离测量与估计该区域星系远离地球的速度相结合，舒茨和他的合作者对哈勃常数——宇宙当前的膨胀率——进行了新的、完全独立的估计。 芝加哥大学天文学家温迪·L·弗里德曼 (Wendy L. Freedman) 说，LIGO、室女座天文台和 2017 年 10 月发布的约 70 个其他天文团队发布的一系列论文中的结果，“开启了宇宙学和天体物理学的新时代”，她使用历史悠久但不太直接的技术对哈勃常数进行了高度精确的测量。

作为该常数的直接和独立测量，标准警笛可能有助于解决宇宙学家之间的分歧。 最先进的技术，经过近一个世纪的工作改进，从埃德温·哈勃本人开始，现在给出的估计值相差几个百分点。 这第一个标准警笛测量并没有解决这种紧张关系：它预测的膨胀率介于该范围的中间，并且由于它仅基于一次合并事件，因此具有较大的误差范围。 但在未来，研究人员预计标准警笛会将哈勃常数的误差控制在 1% 以内。 到目前为止，标准烛光已经实现了 2% 到 3% 的精度。

借助空间干涉仪（例如激光干涉空间天线 (LISA)），标准警笛可能会成为更强大的工具，LISA 是欧洲航天局 (ESA) 领导的任务，计划于 2030 年代发射。 LISA 旨在对地面天文台无法探测到的低频波敏感。 这将使其能够访问更多的大质量系统，这些系统会辐射更强的引力波。 原则上，LISA 可以接收来自整个宇宙的警笛，并在传统望远镜的帮助下，不仅可以测量当前的宇宙膨胀率，还可以测量该膨胀率在各个时代是如何演变的。 因此，LISA 可以帮助解决宇宙学最大的难题：暗能量的性质，暗能量是推动宇宙加速膨胀的尚未确定的宇宙成分。

地面干涉仪探测到的事件是短暂且罕见的，而 LISA 预计一旦开启就会听到各种信号，包括我们银河系中无处不在的太阳大小恒星的残骸——紧凑的双星白矮星的持续合唱。 米兰-比可卡大学的天体物理学家莫妮卡·科尔皮 (Monica Colpi) 说：“这就像我们生活在一个嘈杂的森林里，我们必须挑选出个别鸟类的声音，”她是一个委员会的成员，负责设定该任务的科学目标。

LISA 偶尔应该会看到像 LIGO 那样的黑洞合并，但规模要宏大得多。 大多数星系都被认为拥有一个中央超大质量黑洞，其质量为数百万甚至数十亿个太阳质量。 在数十亿年的尺度上，星系可能会合并多次； 最终，它们的中央黑洞也可能合并。 这些事件对于单个星系来说并不频繁，但由于可观测宇宙中有数万亿个星系，因此至少每年应该在某个地方发生几次可探测到的合并。 科学家们还在寻求一种单独的方法来探测来自早期轨道阶段的这些庞然大物的引力波。 他们使用射电望远镜监测银河系内的脉冲星，并寻找由引力波穿过星系引起的信号微小变化。 今天，在澳大利亚、欧洲和北美有三个“脉冲星计时阵列”，第四个正在中国形成。

由于 LISA 计划的灵敏度以及螺旋超大质量黑洞产生的强大信号，该天文台应该能够在超大质量黑洞对合并前几个月接收到引力波，并以足够的细节看到合并，从而高精度地检验广义相对论。 经过多年的运行，LISA 可以积累足够多的遥远事件，供研究人员重建宇宙历史中星系的层次形成——小的星系是如何合并形成越来越大的星系的。

魏斯说，在地面上，物理学家也开始了一些“宏伟的新事业”。 一个美国团队设想了一个宇宙探测器，其探测臂长达 40 公里——是 LIGO 的 10 倍——它将对来自更远地方的事件的信号敏感，可能遍及整个可观测宇宙。

欧洲爱因斯坦望远镜的概念要求一个探测器，其 10 公里长的探测臂呈等边三角形排列，并放置在地下约 100 米的隧道中。 那里安静的条件可能有助于将天文台的探测范围扩大到当前机器可探测频率的十分之一。 这可能使科学家能够找到超出对不稳定超新星认为禁止范围的黑洞； 在足够高的质量下，恒星应该具有不同的坍缩机制，并且能够形成 100 个太阳质量或更大的黑洞。

如果科学家们足够幸运，引力波甚至可能让他们能够接触到大爆炸本身的物理学，在其他任何手段都无法观测到的时代。 在宇宙的最初瞬间，两种基本力——电磁力和弱核力——是无法区分的。 当这些力分离时，它们可能会产生引力波，而今天，这些引力波可能会以 LISA 可探测到的“随机嘶嘶声”的形式出现，舒茨说。 这种假设的信号与来自更早期的更长波长的信号不同，后者可能出现在宇宙最古老的可見辐射中：宇宙微波背景辐射。 2014 年，一个团队报告说，他们使用南极的 BICEP2 望远镜观察到了这种效应，但研究人员后来承认对该解释存在问题。

魏斯愿望清单上的下一个重大发现是来自坍缩恒星的信号——天文学家也可能将其观察为一种超新星。 但他对未来可能出现的东西抱有很高的期望。 魏斯说：“如果我们没有看到我们没有想到的东西，我会感到失望。”