第7章 用引力之眼观察

第7章 用引力之眼观察

一场革命正在酝酿之中。我们即将能够“看到”正在活动的黑洞。400年来，天文学家仅仅利用光和其他形式的电磁辐射去了解宇宙。他们通过宇宙“填充物”的发射方式以及与辐射相互作用的方式来测量这些“填充物”的性质，于是在2015年第一次探测到了引力波。

引力波是时空中以光速传播的涟漪，它们为研究黑洞、中子星和超新星的强引力提供了一个独特的窗口，并将允许天文学家以新的方式检验广义相对论。它们从茫茫远处来到我们这里，因此可以用来探测大爆炸刚发生后的宇宙。通过引力之眼来观察有望改变我们对黑洞的理解。

一种观察宇宙的新方式

我们观察宇宙的方式曾经历过两次重大变革。第一次起始于1610年，当时伽利略将一种新发明的叫作望远镜的设备对准了夜空。他最好的望远镜镜片的直径为1.3厘米，收集的光比眼睛多100倍。自从伽利略时代以来，天文学家一直在致力于改进他的简易望远镜。100年前，他们开始使用反射镜代替透镜来收集光线，因为透镜太大时会下垂，而且不能把所有颜色的光都聚焦在同一个位置。如今这个时代，天文学家已经建造出口径为10米的光学望远镜，他们要么使用整体的单镜面，要么使用较小的六边形镜子来拼合镜面[1]。自伽利略时代以来的4个世纪里，望远镜的光线收集能力增长了100万倍。

与此同时，在深度方面的一个额外增益来自光探测方式的改进。眼睛是一种低效的化学探测器。为了给我们一种连续运动的错觉，它必须把落在视网膜上的信息以每秒10次的频率传输到大脑。这意味着它只在1/10秒内收集或“整合”光。摄影术发明于19世纪中叶，不久之后天文学家就用它来拍摄夜空了。光在一个效率并不比眼睛高的过程中以化学方式被捕获，但是长曝光时间会大大增加深度。真正的飞跃发生在20世纪80年代，当时数字成像技术已经非常完善。现在电荷耦合器件（CCD）将入射光子转换成电子的效率已经达到80%～90%，然后这些电子再转换成很容易实现数字化的电子信号。CCD是近乎完美的探测器，其探测效率超过眼睛的10万倍。

将这两个因素结合起来，意味着最好的望远镜能看到的深度比眼睛提高了1000亿倍。这个差异相当于一位北半球居民只能看到一个河外星系M31，而一架大型望远镜能看到1000亿个星系。这是看到几百光年距离处的恒星和看到穿行了130亿年的光之间的差别。CCD的技术发展如此之快，以至于在过去一年中用大型望远镜记录的光子数超过了历史上所有人眼记录下的光子总数。

观察宇宙的第二次革命发生在20世纪上半叶。自我们的早期祖先在非洲大草原凝视天空至今，天文学只使用了电磁波谱的一小段。从最蓝的蓝色到最红的红色，其波长或频率只相差2倍。最大的望远镜只是在光谱的这一同样狭窄的波段中钻得更深而已。

为天文学“撬开”电磁波谱的一些技术被开发出来了。在可见光波段观察宇宙，就像在鲜艳的色彩中以黑白方式进行观察一样受限。音乐中也许有一个更好的类比：把可见光比作一架钢琴上相邻的两个键，而从射电波到伽马射线的电磁波谱就是整套88个琴键。最早用于天文学的不可见波是射电波。19世纪末，古列尔莫·马可尼证明了射电波可以远距离发送和探测。正如我们所看到的，不出30年，卡尔·扬斯基就用一架简单的天线探测到了来自银河系中心的射电波。20世纪20年代，威尔逊山天文台的两位天文学家使用了一种将温差转换成电信号的装置来探测许多明亮恒星发出的红外辐射，但是直到20世纪70年代更灵敏的探测器得到了完善，红外天文学才开始快速发展。直到天文学家能够避免辐射被地球大气层吸收，他们才有可能用不可见的短波波段进行观测。1949年，一枚探空火箭探测到了X射线太阳。15年后，原型黑洞天鹅座X-1首次被发现。20世纪70年代，随着一系列卫星的出现，X射线天文学得到了迅速发展。宇宙伽马射线在20世纪90年代被卫星探测到，而在此前多年，它的存在就已被预言[2]。

这些技术进步为天文学家提供了一些工具，可以探测到的辐射波长最长可达10米，最短可达质子直径的千分之一（频率从108赫到1027赫）。我们可以掌控的波长范围从原来的相差2倍扩大到相差100亿倍，这证明科技改变了我们对宇宙的看法。只有少数几个源可以在整个电磁波谱的所有波段都被探测到，它们都是由超大质量黑洞提供能量的活动星系[3]。

我们对宇宙的了解都需要由望远镜收集辐射来获知。我们很容易忘记，我们依赖的是间接信息。宇宙中充满了物质，如尘埃颗粒、气体云、卫星、行星、恒星和星系。我们没有直接看到这些物质，而是通过它们与电磁辐射相互作用的方式来推断它们的性质。化学元素是由它们发射或吸收的特定谱线来断定的。尘埃颗粒则是通过吸收光线和发出红外辐射而显现出来的。卫星和行星是通过反射附近恒星的光而被看到的。恒星是由它们的核聚变副产品所泄漏出来的辐射而被看到的。星系是利用它们的气体和恒星产生的谱线的多普勒频移而展示其分布的。

所有这些都是间接的，并且只与占宇宙5%的正常物质有关。95%的暗物质和暗能量对我们来说仍然是不可见的，因为它们不与辐射发生相互作用。天体都是演员，但这出宇宙大剧的“舞台”也是看不见的。天文学家利用星系作为不可见时空的标记来追踪宇宙的膨胀。

对黑洞的探测也是间接的。我们得到的最接近黑洞的信息是从其周围的冕发出的、从吸积盘内区反射出来的高能辐射，从而可以通过X射线谱线来断定黑洞的质量和自旋。

如果可以在没有电磁辐射作为中介的情况下看到宇宙的“填充物”，那不是很好吗？如果可以直接感知时空的扭曲，那不是很棒吗？要是我们有“引力之眼”就可以办到了（见图52）。对人类来说，这种感觉最好的类比就是心灵感应。大脑是一块重约1.36千克的活体组织。更详细地说，这是一个由数十亿个神经元和它们之间的数万亿个连接所构成的电化学网络。但是这些知识并没有告诉我们，记忆、情感、瞬间的想法以及我们的自我意识储存在哪里。从万有引力的角度看宇宙，其意义之深远就像看到别人的想法及他们体验的感觉一样[4]。

时空中的涟漪

时空中的这些涟漪是什么？回忆一下，在广义相对论中，物质支配着时空的曲率。任何时候，只要质量改变其运动或构形，就会产生引力波[5]。扭曲空间的波从源向外辐射，就像水波从一块扔进池塘的石头开始向外传播一样。在这种理论中，波以光速进行传播，并且随着与源的距离的增大而减弱。大多数运动的物质引起的空间扭曲是极其轻微的。最强的引力波来自最引人注目的宇宙事件：黑洞相互绕转并发生碰撞、中子星相互绕转并发生碰撞、超新星爆发，以及宇宙本身的狂暴诞生。

想象在完全平坦的时空里，有一个圆形粒子环放置在一个平面上。我把它看作我的计算机屏幕。这些粒子的作用只是使不可见的时空变得可见。如果引力波向内或向外直接穿过屏幕，粒子环就会跟随着时空的扭曲，在垂直方向和水平方向交替轻微地挤压，周期性地重复这种扭曲（见图53）[6]。与其他各种波一样，引力波是用振幅、频率、波长和波速来描述的。振幅是波经过时粒子环发生的一点点扭曲。频率是粒子环每秒被拉伸或压缩的次数。波长是波的最大拉伸点之间或最大压缩点之间的距离。这些波以光速穿过宇宙，使物理实体发生弯曲，但也会穿过它们，就好像它们不存在一样[7]。

在这个类比中，我们想象一个圆被压扁并拉伸成一个椭圆的情况。不过这过分夸大了典型引力波引起的实际扭曲。这个假想的粒子环偏离圆的程度为10-21，即十万亿亿分之一！要探测这么微小的时空闪烁，听起来像一个不可能的实验。

事实上，爱因斯坦首先提出了广义相对论，而广义相对论又预言了引力波，但他本人并不相信引力波是真实存在的。我们已经看到爱因斯坦不相信黑洞的存在，他还对引力透镜的重要性轻描淡写。1916年，他听从同事昂利·庞加莱的建议，对引力波与电磁学进行了类比。电荷来回移动时的振荡扰动会产生一种电磁波，比如说光。爱因斯坦知道物质会使空间弯曲，因此运动的物质会造成空间的振荡扰动似乎是合乎逻辑的。

爱因斯坦在使这个想法行得通的过程中遇到了一些难以解决的问题。这个类比是有缺陷的，因为电荷可正可负，而在引力中不存在负质量这样的东西。爱因斯坦努力应对坐标系及近似估算问题，以进行必要的计算。他推导出3种类型的波，而随后当亚瑟·爱丁顿证明其中两种是能以任何速度传播的数学假象时，他感到很难堪。爱丁顿面无表情地开玩笑说，它们甚至可能“以思维的速度传播”[8]。

1936年，爱因斯坦已经下了决心。每次试图写出一个公式来表示平面波（像我们上面用计算机屏幕进行类比的做法那样）时，他都会遇到一个奇点，方程在该点崩溃，各物理量变得无穷大。他和他在普林斯顿大学的学生内森·罗森合写了一篇论文，题为“引力波是否存在”。这篇论文对这个问题的回答是一个语气坚定的“不”字。他把这篇文章提交给了著名的《物理评论》（Physical Review）杂志。当一名匿名的审稿人否定了这篇论文并指出了其中的好几个错误时，他惊呆了。爱因斯坦以前从未接受过同行评审，他的论文在德国一直是不经审稿就发表的。他给编辑写了一封急躁的信：“我们（罗森先生和我）把我们的稿子寄给你准备发表，并没有授权你在发表之前把它交给专家看。我看不出有什么理由回复那位匿名专家的评论——这些评论无论如何都是错误的。”[9]

但爱因斯坦错了，另一位年轻的同事指出了他的错误。具有讽刺意味的是，这件事就发生在他即将在普林斯顿大学发表题为“引力波不存在”的演讲的前一天。爱因斯坦和罗森在另一本杂志上发表了他们的那篇经过修正的论文后，物理学家之间仍然存在分歧[10]。许多人认为引力波是一种没有物理意义的数学构造。但爱因斯坦在经过早期的所有疑虑之后，开始相信它是真实存在的。他的理论所取得的成功逐渐使他相信了它给出的各种预言。

一位古怪的百万富翁和一位孤独的工程师

时空波动看起来如此难以探测，以至于物理学家都忽略了它们。爱因斯坦和罗森的论文发表后，被埋在物理学秘籍的抽屉里长达20年之久，直到其引起了一位古怪的美国百万富翁罗杰·W·巴布森的注意。如果你从未想到过物理学能让你变得富有，那么请密切关注这个故事。

巴布森对引力的兴趣始于一场家庭悲剧。他还在襁褓中时，他的姐姐淹死了。他后来说这是因为她没能抵抗引力。在他的职业生涯中，他将牛顿定律的一种形式应用于股市。他说过“上升的东西必然会下降”，还说过“每一个作用都有一个反作用”。他预见到了1929年的华尔街崩盘，而且他通常总能做到在股价上涨时买进便宜的股票，并在股价下跌前把它们抛出[11]。巴布森说，他得益于引力，因为引力帮助他成为百万富翁。

1949年，巴布森创立了引力研究基金会，并发起了一场关于抵消或消除引力的高调的征文比赛。不用说，一些不那么严谨的论文赢得了这场比赛。该基金会的宣传资料在耶稣在水上行走的背景下谈论对引力的控制[12]。著名的物理学家都对这个基金会敬而远之，科普作家马丁·加德纳称该基金会“可能是20世纪最没用的项目”。[13]

为了重新赢得物理学界的信任，巴布森又分派出一个研究所，其唯一目的就是资助人们对引力的纯研究。他请普林斯顿大学的物理学家、发明了“黑洞”一词的约翰·惠勒说服他的同事布莱斯·德威特来主持这个新研究所的工作。德威特于1957年初在北卡罗来纳大学组织了一次具有里程碑意义的引力与广义相对论的会议。

这次会议激励了年轻一代的引力理论家[14]。关于引力波的讨论主要集中在它们是否携带能量上。理查德·费曼的“粘珠”论点令大多数听众感到信服。他让大家想象两个分开的珠环，它们紧紧套在一根金属棒上。当引力波穿过这根金属棒时，它的力会导致这两个珠环轻微地前后滑动。环和棒之间的摩擦意味着棒会变热，于是能量从波传递到棒。当时有一位名叫约瑟夫·韦伯的年轻工程师坐在听众席上，他聆听了这场报告。

韦伯出生在一个贫穷的立陶宛移民家庭。为了给父母省钱，他从大学辍学，加入了海军，后来晋升为海军少校。第二次世界大战期间，他领导海军的电子对抗工作。战后，他进入马里兰大学的工程学院任教。韦伯的科学生涯与一系列机会擦肩而过。乔治·伽莫夫本可以给他一个博士课题，去探测来自大爆炸的微波，但结果并没有。阿诺·彭齐亚斯和罗伯特·威尔逊后来由于意外发现而获得了诺贝尔奖。1951年，韦伯发表了第一篇关于微波激射和激光的论文，但结果是查尔斯·汤斯在阅读了他的论文后率先提出了这些技术创新。然而，韦伯最痛苦的是与引力波擦肩而过。

韦伯受到教堂山会议的启发，想知道如何探测引力波。他想出了一个主意，把一根金属圆柱悬吊起来并放入真空室内，使之与环境隔离。他的圆柱长1.5米，直径为0.67米，重3吨（见图54）。包围着它的压电传感器将机械振动转换成电信号[15]。韦伯希望，如果引力波穿过这根圆柱，它就会像锤子敲钟一样发出响声。

韦伯将他的圆柱安置在马里兰大学的一个房间里，并在1000千米之外的芝加哥郊外的阿贡国家实验室中也安置了一根完全相同的圆柱。它们之间的数据链路是一条高速电话线。使用两台完全相同的探测器是为了消除雷暴、轻微地震、宇宙线簇射、电力故障以及可能推挤圆柱的任何其他因素引起的局部噪声。如果一个信号没有同时在两个位置被记录下来，就会被当作伪信号丢弃。除了局部事件外，韦伯实验中的持续噪声缘自铝质圆柱中原子的热运动。这种不可避免的扰动使圆柱的长度发生了无规律的变化，变化幅度为10-16米，或者说小于质子的直径。

当韦伯看到远高于热噪声水平的信号时，他觉得自己找到了宝藏的母脉。1969年，他发表了探测到引力波的结果，并在一次重要的引力与相对论会议上宣布了这一发现。一年后，他声称许多引力波源自银河系的中心[16]。物理学家很惊讶，很多人为之震惊。但大多数人都很高兴看到广义相对论的核心预言得到了证实。大家祝贺韦伯。他的照片出现在杂志的封面上。他出名了。

随后，一切开始分崩离析。韦伯的来自银河系中心的信号意味着每年有1000太阳质量被转换成引力波的能量。年轻的理论家马丁·里斯计算出，这样的质量损失会导致星系“散开”并飞离。其他实验者试图也得出韦伯的结果。韦伯棒（即棒状引力波探测器）在美国各地以及德国、意大利、苏联、日本如雨后春笋般出现。稍后我们将会谈到的罗恩·德雷弗在格拉斯哥（一个并不怎么缺少酒吧的地方）安置了好几根韦伯棒[17]；甚至月球上也有一根韦伯棒，这是1972年阿波罗登月计划的宇航员留在那里的。到20世纪70年代中期，有几个研究团队改进了韦伯棒的原始设计，从而提高了它的灵敏度。他们经常通过冷却探测器来降低热噪声。

没有人探测到任何东西，其他物理学家纷纷质疑韦伯的实验技术。他似乎错误地计算了他那两台相隔甚远的探测器中发生的巧合事件的统计数字。最致命的是，他声称他的数据每24小时会达到一个峰值，这是银河系中心从头顶经过的时候。很快有人指出，引力波应该像一把刀切过黄油那样穿过地球，因此他应该每12小时就看到一个峰值。1974年，在第七届引力与相对论会议上，IBM公司的资深物理学家理查德·加文公开抨击了韦伯和他的数据。

很快，物理学界的其他成员也对此表示了认同。韦伯的实验技术糟糕的“罪名”成立，更糟的是他在报告数据时存在偏差。尽管如此，他的信念从未动摇过，他认为自己看到了时空的涟漪。到他的职业生涯结束时，他在很大程度上已成为一个充满怨恨的、孤独的人物[18]。

不过，韦伯的工作激发了其他物理学家的创新意识，因为他们都产生了去探测广义相对论的这一标志性预言——引力波——的动力。约翰·惠勒写道：

继我们在莱顿一起工作之后，他怀着宗教般的热情信奉引力波，并一直在他的职业生涯剩余的时间里追逐它们。我有时会自问，对于如此艰巨的一项任务，我是否给韦伯灌输了太多的热情。无论他最终是不是第一个探测到引力波的人，或者无论是否有其他人或其他团体探测到引力波，这些都无关紧要。事实上，他的带头作用是值得肯定的。直到韦伯表明引力波探测是在人类可能实现的能力范围之内，其他人才有勇气去寻找引力波[19]。

尽管韦伯的实验结果令人沮丧，但仍有一线希望。1974年，乔·泰勒和拉塞尔·赫尔斯使用305米口径阿雷西博射电望远镜观测脉冲星。他们发现了一颗每秒自旋17圈的脉冲星，并注意到脉冲到达时间存在着系统性变化。这些变化的周期为8小时，表明这是一个双星系统。进一步的观测表明，PSR 1913+16是一对中子星，在一个比太阳大不了多少的紧密轨道上运行。泰勒和赫尔斯意识到，广义相对论预言了双星系统的轨道衰减：随着引力波带走能量，轨道周期应该每年缩短77微秒。脉冲星是精密的时钟，所以微小的周期变化是可以被观察到的（见图55）。他们探测到的轨道衰减与广义相对论的预言精确吻合[20]。这是引力波存在的有力证据，尽管是间接证据[21]。泰勒和赫尔斯因这一卓越发现而获得1993年的诺贝尔物理学奖。

双脉冲星指明了研究的方向，接着又有12个系统被发现。天文学家意识到，双黑洞也应该存在，它们的引力更强，因此引力波也更强。如果有足够灵敏的探测器，也许就可以直接探测到这些波。

当黑洞碰撞时

这个故事是关于两个黑洞如何形成以及它们的碰撞如何在一眨眼间迸发出大量引力波的，其中包含的功率比宇宙中所有恒星的光的功率还高10倍。这也是一个关于天文学新领域诞生的故事。

那是在110亿年前，宇宙是一个舒适的地方，其大小只有现在的1/3，密度是现在的30倍。这是宇宙的“构造阶段”，当时的星系小而致密，它们互相并合并活跃地形成恒星。在一个不起眼的小星系中，两颗彼此靠近的大质量恒星在一个由气体和尘埃组成的混沌区域中形成。它们的质量分别是太阳的60倍和100倍——这是恒星所能达到的最大质量。在几百万年内（对于宇宙而言只是弹指一挥间），两颗恒星都耗尽了它们的核燃料。质量较大的恒星寿命较短，因此先死亡。但是在它变老和膨胀的过程中，它的小伴星从它那里窃取气体，质量超过了它的质量，先成为一个黑洞。黑洞从它的同伴那里吸收气体，将这对天体包裹在由于轨道运动搅动而产生的气体中。这些气体还从轨道中吸收能量，使这两个天体之间的距离接近水星与太阳之间的距离。然后第二颗恒星死亡，变成一个黑洞。

这个吸血鬼阶段结束后，留下的是两个黑洞。每个黑洞在其直径为240千米的视界这一不可穿透的面纱后面，都隐藏着30倍太阳质量。它们小心翼翼地绕着对方沿轨道运行，被锁在引力的怀抱之中[22]。

100亿年过去了，什么也没发生。这对“情侣”在黑暗中无声无息地沿轨道绕行，勉力散发出一丁点儿引力波，从而在不知不觉中靠得更近。除此之外，宇宙变得越来越大、越来越老、越来越冷。当接力棒从暗物质传递到暗能量时，宇宙膨胀速率从减速过渡到加速。恒星形成达到峰值后开始下降，在许多类地行星的表面上，外星文明无疑也在兴衰更替。与此同时，在我们称之为家园的这颗行星上，在生命诞生30亿年之后，仍然完全是微生物的世界。

接下去活动渐入高潮。随着这两个黑洞相互靠近，引力变得越来越强，放出的引力波越来越多，于是轨道缩小并加速了这一过程。最后阶段只需要0.2秒。黑洞轨道运动加快，进入了一个死亡螺旋。时空就像一锅被煮沸的水一样翻腾着。产生的引力波的频率与轨道周期相匹配，从35赫迅速上升到350赫。若用声音来近似表现这个过程，你就必须在不到1秒的时间里，用手从钢琴键盘的最低音A迅速滑到中央C。想象一个熟悉的轨道，比如月球绕地球的轨道，两者相距40万千米，完成一圈需要一个月的时间。在死亡螺旋的尽头，这两个质量都比地球大1000万倍的黑洞相距约160千米，在1秒内相互环绕300次，即速度达到光速的一半。这不是轨道，而是在发疯。

然后，两个视界相互“亲吻”，两个黑洞并合。关于这一过程的方程无法解出，即使超级计算机也很难计算出究竟发生了什么。最后一个阶段被称为“铃宕”（ring-down）：并合产生的天体在这个阶段中像一大团黑色果冻那样振荡，然后平息下来成为单个黑洞，它的质量和大小都是碰撞前各个黑洞的两倍（见图56）。在引力数学中，质量的5%转化为引力波。这相当于100万个地球的质量转化为时空涟漪的能量，并逃离了被这个黑洞埋葬的命运。（与之相比，太阳每秒钟转化为辐射能的质量相当于地球质量的一千万亿分之一。）引力波脉冲以光速逃离现场，像三维池塘中的波一样向四面八方传播。在寂静和漆黑之中发生了宇宙中有史以来最大的爆炸。

这些涟漪扫过星系际空间的巨洞，在远离源的过程中变弱。它们穿过数百万个星系，也许没有被注意到。与此同时，在地球上，生命从海洋转移到陆地上，恐龙出现，又由于一场全球性灾难而灭绝。灵长目动物的一个分支演化出了巨大的大脑。当引力波扫过我们邻近的星系麦哲伦云时，我们的祖先学会了如何驾驭火。当它们进入银河系时，人类第一次离开非洲。当阿尔伯特·爱因斯坦发表他的新引力理论时，这些波从明亮的恒星飞鱼座β附近经过。当一台巨大的科学仪器在美国各地开始建造时，它们从一颗近邻矮星波江座82附近经过。该仪器将离线5年进行升级，它会准备好在这些波席卷太阳系并冲向地球时首次获取科学数据。

马可·德拉戈坐得笔直。这位来自意大利的32岁博士后在德国爱因斯坦研究所的计算机显示器前慢慢品尝着卡布奇诺咖啡，这时他看到显示器上有个弯弯曲曲的小东西。一开始，软件将该事件标记为一个短时脉冲干扰，在自动交叉检查之后，该标记将被删除。马可意识到宇宙在说话，所以他写了一封标题为“非常有趣的事件”的电子邮件。他掌握着人类有史以来建造的最精密的机器。

有史以来建造的最精密的仪器

要测量万分之一质子宽度的位移，需要多少位物理学家？答案：超过1000位。马可·德拉戈是世界各地数十所大学和研究机构中的一小群科学家中的一位，他们正在研究人类有史以来构想过的最精密的科学仪器。激光干涉引力波天文台（Laser Interferometer Gravitational-wave Observatory，LIGO）建成的可能性之低几乎相当于探测时空涟漪。

在我们讲完引力波探测的故事时，这个领域仍一片混乱。没有人能同样得出韦伯的结果，他的科学声誉也毁于一旦。尽管这看起来也许并不公平，但其污名广泛传播开来，人们认为搜寻引力波的人要么是骗子，要么是傻瓜，也许两者兼具。

但是，有一组研究者因为无法重现韦伯的结果而受到启发。对于实验者来说，要做得更好是对他们的一个挑战。激励他们的是泰勒和赫尔斯对脉冲星自旋的观测结果，这是引力波存在的证据。这些男人（因为这在过去和现在都是一个由男性主导的领域）中的一位是麻省理工学院的物理学家雷纳·韦斯。韦斯在孩提时代随家人逃离了德国纳粹的统治。他在纽约长大，对古典音乐和电子学都十分热爱。他放弃了麻省理工学院的课业，不得不从底层的物理实验室技术员做起。后来他回到了麻省理工学院，奋力学习和工作，最终获得终身职位。他在试图向他的学生们解释韦伯的结果时变得很沮丧。他说：“我无论如何也无法理解韦伯想做什么，我认为这是不对的。所以我决定自己动手去做。”[23]

整整一个夏天，韦斯按照他与麻省理工学院的学生们讨论出来的想法[24]，在地下室中独自工作，并提出探测器应该是一台干涉仪，而不是单单一根棒。想象将两根金属棒按直角连接，构成L形。如果引力波从上方到达，那么它挤压和拉伸空间的方式就意味着它会使一根棒极其轻微地变短一些，而另一根棒极其轻微地变长一些。片刻之后，相反的情况就会发生，并且只要有引力波活动，这种模式就会不断重复。韦斯必须探测两根棒的交替伸缩，而不是试图去探测单单一根棒是否像铃铛一样发出响声。

韦伯实验的灵敏度还差得远，因此无法探测到它的目标。韦斯知道他必须做出巨大的改进。他的巧妙想法是用光作为尺子。由于光在真空中以恒定的速率传播，因此他的“棒”将是抽掉空气的长金属管。位于L形转弯处的激光器发出一种波长的光并通过一个分束器，从而使一半的光沿一条臂传播，另一半的光与之呈直角沿另一条臂传播（见图57）。两束光分别被两臂末端的镜子反射回来，回到L形的转弯处，并在一个探测器处重新组合。在正常情况下，光波完全同步地沿两臂返回，波峰和波谷的步调一致。但是，当有引力波通过这台仪器时，其中一束光传播的距离就会比另一束光略短，因此它们的波峰和波谷就没有对准，于是光的强度被减弱了。

这听起来足够简单，挑战在于测量精度极高。时空涟漪的振幅很小，波长很长。黑洞碰撞产生的引力波的典型频率是100赫，这意味着每秒有100个涟漪经过。但是典型波长是3000千米。这样一个装置的最佳臂长是波长的1/4，因为向两个方向中的任何一个方向移动1/4个波都是信号增强和抵消之间的差别。韦斯知道他不可能制造出一根750千米长的真空管，所以他设想在一根较短的真空管内来回多次反射光线。韦斯于1972年在麻省理工学院的一份技术报告中写下了他的想法。这可能是从未在科学杂志上发表过的最有影响力的论文[25]。

早期的道路很艰难。韦斯开始研制一种臂长约为1.5米的原型干涉仪。尽管它比任何一种探测引力波的可行工具都要小得多，也要便宜得多，但他仍然难以筹集到足够的资金。管理者们犹豫不决，一位特别有影响力的同事菲利普·莫里森对此深表怀疑。在20世纪70年代初，甚至没有强有力的证据表明天鹅座X-1是一个黑洞。莫里森认为黑洞并不存在，他认为韦斯是在浪费时间。韦斯从军方获得了一些资金，但由于《军事授权法案》的一个修正案禁止军方支持民用项目，因此后来这笔资金也没指望了。

1975年夏季的一天，雷纳·韦斯去华盛顿特区的杜勒斯机场接加州理工学院的著名理论物理学家基普·索恩。索恩曾与斯蒂芬·霍金打赌说黑洞存在且赢了。当理论和观测协调工作时，科学进展得最好。理论预言推动更好的观测，而观测又推动更深层次的物理理解。LIGO项目源自在华盛顿的一个闷热的下午，实验家韦斯遇到了索恩——我们这个时代最伟大的理论物理学家之一。

韦斯曾邀请索恩参加在美国国家航空航天局总部举行的一次关于在太空中进行宇宙学和相对论研究的会议。韦斯回忆道：“一个炎热的夏夜，华盛顿到处都是游客，我在机场接到了基普。他没有预订酒店，所以那晚我们合住一个房间。我们在一张纸上画了一幅巨大的地图，上面标出了关于引力的所有不同领域。未来在哪里？或者未来是什么，或者该做什么？”[26]他俩谈得十分投机，以至于谁也没睡着。

索恩当时还没有看过韦斯关于干涉仪的技术论文。他后来说：“即使我看过，我肯定也不明白。”事实上，他的权威著作《引力论》（Gravitation）中包括一个给学生的练习，旨在说明用激光探测引力波是不切实际的。索恩承认：“我很快就改变了主意。”[27]回到加州理工学院后，索恩开始热火朝天地制造干涉仪。但是，首先他需要招募一位实验物理学家。韦斯建议他聘请格拉斯哥大学的罗恩·德雷弗。德雷弗做过关于空间平滑度和中微子质量的一些基础实验，还建造并操作过一根韦伯棒。他也建造过一台臂长为10米的干涉仪，比韦斯在麻省理工学院建造的那台不大的仪器大6倍。索恩为德雷弗在加州理工学院弄到了一个半工半薪的教职。1983年，他已经在那里建造出一台臂长为40米的干涉仪，其中使用了一些巧妙的方法来增大激光的功率，并改进了地震噪声的屏蔽措施。

资金开始流入，竞争开始升温。1975年，韦斯获得了美国国家科学基金会的一小笔资助，开始了他的干涉仪研制工作。1979年，由索恩和德雷弗领导的加州理工学院团队获得了一笔可观的资助，而由韦斯领导的麻省理工学院团队则获得了一笔较少的资助。加州理工学院和麻省理工学院是有力的科学竞争对手[28]，拥有40米干涉仪的加州理工学院团队显然处于领先地位。韦斯一定后悔把德雷弗推荐给索恩了。这两个团队都梦想拥有一台全尺寸的千米级干涉仪，但韦斯乘势而上，走访了美国国家科学基金会。他竭力推销的概念是建造一台位于两个地点的干涉仪，估计投入为1亿美元。由此展开的设计研究被称为“蓝皮书”，这实际上是探测时空涟漪的基础[29]。

韦斯和德雷弗都非常具有竞争力。索恩发现自己扮演着中间人和调停者的角色。由于美国国家科学基金会明确表示不会分别资助这两个团队，因此他们发现自己已处于奉子成婚的状态，进展断断续续。技术问题引起的不断拖延，使得美国国家科学基金会取消了资助[30]。到20世纪90年代中期，LIGO又重回正轨，现在的领导者是加州理工学院的高能物理学家巴里·巴里什。在科学领域，有很多成功科学家因为缺乏人际交往和管理能力而致使项目失败的例子，但事实证明巴里什是一位管理高手。

从一开始，他们就计划建造两台完全相同的、臂长为4千米的干涉仪，它们分别位于美国相对两侧地质宁静的地点。其中一台位于华盛顿州汉福德郊外的灌木丛沙漠里，靠近一个封存的核反应堆。另一台位于路易斯安那州巴吞鲁日郊外的沼泽地里。第一阶段称为初始LIGO（initial LIGO，iLIGO），目标是技术发展。这一阶段进行实际检测的可能性非常小。第二阶段称为先进LIGO（advanced LIGO，aLIGO），目标是达到足够的灵敏度，以探测到理论预言的引力波（见图58）。巴里什想要一套设备和一组基础设施，以便可以不断改进所有的主要部件——真空系统、光学系统、探测器和悬挂系统。

先进LIGO的灵敏度要高得多，这就需要对实验的几乎每个方面都进行升级。激光的功率变得更高，以减少高频噪声。每条臂两端的试验质量都变得更大。每个试验质量都是一个重达40千克的硅胶圆柱体，上面装有一面镜子，用来探测臂长的微小变化。悬架采用了一个四级摆，隔震降噪效果提高了一个数量级。LIGO拥有有史以来最大、最好的真空系统，需要48千米长、没有任何泄漏的管道：需要前所未有的最精确的混凝土浇筑和校平技术来保持管道平整；真空度达到海平面空气密度的万亿分之一。这些探测器非常灵敏，能够感觉到一辆卡车在5千米外刹车，听到80千米以外的雷暴声。更令人印象深刻的是，它们能在其反射镜中看到单个原子的运动。

这个实验是一项技术上的杰作。初始LIGO从2002年运行到2010年，正如预期的那样，它没有探测到引力波。升级到先进LIGO花了5年时间，动用了500人参与工作。先进LIGO在工程模式下运行了6个月，并在应该开始获取科学数据的4天前突然大获成功。

让我们回到马可·德拉戈和2015年9月14日上午。这位说话轻声细语的博士后喜欢在他不做物理研究的时间里弹奏古典钢琴，并且已经写出了两部幻想小说。他在看到屏幕上出现弯弯曲曲的东西时，立刻起了疑心。它具有黑洞并合的经典模式，有一段短暂的渐强过程，研究人员称之为“啁啾”，就像宇宙中的鸟鸣。这列波在穿越太空10亿年之后，以光速通过地球，与位于华盛顿州汉福德的探测器发生碰撞，7毫秒后又与位于路易斯安那州利文斯顿的探测器发生碰撞（见图59）。德拉戈对此感到疑惑，因为这个信号看起来太强烈、太完美了。他说：“没有人料到会有这么巨大的东西，所以我以为那是一次注入。”[31]LIGO的监督者为了让团队工作人员保持警觉，会向数据流中注入虚假信号，这被称为“盲注”。2010年，一次盲注引起了团队的极大兴奋，为此还撰写了一篇论文。直到论文即将提交时，团队工作人员才知道这些信号是假的。

德拉戈费尽心思去确认。他打电话给其他所有站点，并与一位团队负责人谈话，以确保没有人向系统中注入信号。他甚至担心有人搞恶作剧，有意侵入系统。经过十几次自动和手动检查后，他确认了这个信号是来自宇宙的。它在噪声中显得格外突出，就像在一个满是喋喋不休的人的房间里爆发出的一阵笑声：引力发言了。

遇见引力大师

世界上最杰出的引力理论家最初却想成为一名铲雪车司机。基普·索恩孩提时在家乡与暴风雪和高山为伴。“在落基山脉长大，那是你能想象到的最辉煌的工作。但是后来我妈妈带我去听了一次关于太阳系的讲座，于是我被吸引住了。”[32]他在犹他州长大，他的父母都是学者，因此他们鼓励他保持好奇心。

索恩的事业发展得很快。他从加州理工学院和普林斯顿大学获得学位后，又回到了加州理工学院，成为有史以来最年轻的正教授之一。他离开犹他州时是一个骨瘦如柴、令人生厌的年轻人，他的腼腆隐藏在救世主般的胡子后面。到30岁时，他已成为引力天体物理学的世界级专家，喜欢穿牛仔裤、黑色皮夹克，还蓄着时髦的山羊胡。

索恩在约翰·惠勒的指导下在普林斯顿大学完成了博士论文[33]。惠勒提出了一个有趣的问题：一束圆柱形磁场线会在自身的引力作用下发生内爆吗？磁场线是互斥的，索恩经过艰难的计算，证明了圆柱形磁场不可能发生内爆。这又引出了另一个问题：为什么同样有磁场线穿过的球形恒星能发生内爆而变成黑洞呢？索恩发现引力只有在所有方向都起作用时才能克服内部压力。想象一个圆环，可以使其自转而描绘出一个球面。对于任何质量为M的天体，如果一个周长为4πGM/c2的圆环可以绕其自转，那么它必定是一个黑洞（其中G是引力常数，c是光速）。这被称为“环猜想”，这个猜想使索恩几乎还没从研究生院毕业就已成了超级明星。

索恩在35岁左右时与人合著了具有里程碑意义的教科书《引力论》，并与斯蒂芬·霍金打了几个赌。作为LIGO的共同创始人之一，索恩在发现引力波方面投入了大量精力。他知道两个黑洞并合时会产生最强的引力波信号，但是存在着一个问题。要计算即将并合的黑洞信号最强的部分，唯一的方法是采用数值计算，不过就像广义相对论中的许多其他情况一样，这些方程不能精确求解。然而，当时的超级计算机数值模拟能力还远远不够。

我们当时心事重重：在我们用LIGO可能看到引力波时，需要有这些计算机模拟结果在手。但在20世纪90年代，这个领域中存在着巨大的问题。那些伟大的计算科学家可以让两个黑洞正面相撞，但是当他们试图让黑洞像自然界中应该发生的那样，在轨道上绕着彼此运行时，他们甚至无法让它们在计算机崩溃之前绕行一圈。到2001年，我开始惊慌了，因为我预计先进LIGO将在21世纪初投入使用，也就是10年以后。到那时是否会有模拟结果在手，完全不得而知[34]。

因此，他退出了这个项目的日常运作，在加州理工学院和康奈尔大学成立了一个数值相对论团队。

索恩作为科学普及者能做到深入浅出，他能用日常语言来解释深奥的想法[35]。作为LIGO的代言人，他能说服那些毫无科学背景的职业政客花费近10亿美元建造两台巨大的仪器，去探测假设的、看不见的波。这些波如此微弱，以至于只能将原子移动其尺度的极小部分。

索恩与好莱坞的关系密切，意思是他已被卷入以引力为主要角色的那些影视作品中。20世纪80年代初，卡尔·萨根安排他与制片人琳达·奥布斯特结识，并利用他的专业知识设计了《超时空接触》（Contact）中的虫洞旅行场景。后来，奥布斯特在与导演克里斯托弗·诺兰合作拍摄《星际穿越》（Interstellar）时找到了他。电影使用一个名为“卡冈图雅”的巨大自旋黑洞来放慢时间，索恩与动画师合作，确保视觉效果在科学上是准确的。有些帧花了100小时来渲染。这部电影的数据量直逼1015字节。索恩甚至从这些模拟中得出了一项科学发现，并由此发表了好几篇论文[36]。在他看来，这些图像很美，但他认为它们也是因为真实而显得美（见图60）。

用引力之眼观察宇宙

几乎每天都会有由于宇宙中某处发生的双黑洞灾变而产生的一列时空涟漪通过你的身体。它可能从你的上方、侧面或脚下接近你。你在做自己的事情，没有察觉到这一侵扰。当这列波扫过时，你会在一瞬间变得略微高一点、瘦一点，然后又变得略微矮一点、胖一点。这一模式不断重复。零点几秒后，你又恢复正常了。

这令人想起小说家、诗人约翰·厄普代克对宇宙中另一种“幽灵信使”——中微子的描述：

地球对于它们只是一个愚蠢的球，

它们一穿而过，

就像清洁女工穿过通风的大厅，，

或者光子穿过一面玻璃。

它们不理最精致的气体，

不顾最坚固的墙，

忽视钢铁和铜锣，

侮辱马厩里的骏马，

蔑视阶级壁垒，

渗透你和我！

就像高高的、

无痛的断头台，

它们会从天而降，

穿过我们的头颅进入草地。[37]

引力波有3种类型[38]。第一种是随机的，这个词用来描述任何具有随机性质的物理过程。这种类型是最难探测的，因为这种信号会与高频的电子随机噪声匹敌，还会与低频的地质活动不相上下。我们很快就会看到，最令人兴奋的随机信号形式来自大爆炸。第二种是周期性的，指的是在很长的一段时间内频率几乎恒定的引力波。最常见的周期性信号源是相互沿轨道绕行的中子星和黑洞。由于这些双星系统的间距很大，因此这种信号很弱。第三种是脉冲的，意思是短时间内爆发的引力波。它们来自超新星爆发形成黑洞的过程以及中子星或黑洞的并合。它们是预期最强的引力波来源，而且它们具有独特的指纹，因此它们也是最容易从噪声中分辨出来的。

把黑洞碰撞想象成一口引力钟在响。正如大钟发出的声音的频率比小钟低，大质量碰撞发出的引力波的频率比小质量碰撞发出的引力波低。中子星的“啁啾”逐渐增强到1600赫，最小质量黑洞逐渐上升到700赫，而在第一次LIGO事件中探测到的巨大黑洞从100赫开始上升到350赫左右。中子星的数量大约是黑洞的3倍，所以，为了减少事件的数量而增大信号的功率，我们希望看到的是两个中子星的并合、一个中子星和一个黑洞的并合以及两个黑洞的并合。LIGO被设计为在100～200赫频率范围内具有最高的灵敏度，并合黑洞在这个频率范围内发出最强的信号。这是探测的最有效点。在1000赫处，由于电子器件中的噪声增大，因此灵敏度降低了50%；在20赫处，随着地球地质轰鸣声的增大，灵敏度降低了90%。

我们能从时空涟漪中得到什么信息？让我们用水波的涟漪来做个类比。想象在一个微风吹拂的日子里，你是漂浮在一个大池塘上的一枚软木塞。风吹皱了水面，水波的随机模式使你上下摆动，这很好地近似表现了引力波实验中的背景噪声。如果有人开始每秒往池塘里扔一块石头，并持续扔几秒，你就会感觉到额外的周期性上下摆动。这是来自两个相互靠近的黑洞的“啁啾”。摆动的幅度取决于石头的大小，也取决于石头下落的距离，因为涟漪在向外传播的过程中会变得越来越弱。作为一枚软木塞，你没有眼睛也没有耳朵，所以你能感觉到的只有运动，你完全不知道这些波是从哪里来的。但如果你能同附近的另一枚软木塞谈话，你就能得到比较多的信息。这些涟漪以同心圆的形式传播，所以你可以测定接收到两个信号的时间，然后通过三角测量法得到源的方向。你的耳朵就是用这种方式来判断声音来自哪个方向的。

从LIGO的一次探测中，物理学家可以得到几条重要信息[39]。通过与计算机模拟过程的比较，变化频率的模式会给出两个黑洞的质量。并合阶段用于测量并合后的黑洞自旋。事件在天空中的位置是利用到达两台探测器的信号之间的时延来测量的（在两个位置上都看到一个相似的信号，这一事实有助于将噪声或伪源从信号中排除出去）。由于只有两个站点，因此天空中的位置没有受到非常严格的约束，它可能在长而宽的一个条形区域上的任何地方。不过，LIGO的成功为国际共同体注入了活力。欧洲刚刚在意大利启动了一台干涉仪（Virgo），德国的一台也不甘落后（GEO600）。日本的一台干涉仪原计划于2019年投入使用，印度则计划在21世纪20年代初建造一台干涉仪。在3个或更多地点进行探测，可以将引力波的来源精确地定位到一个特定的天文源，从而可以在整个电磁光谱中进行观测[40]。

源的距离是由信号的强度来估计的。波在三维空间中远离黑洞，并随着它们在空间中的传播而被稀释。引力波与电磁波相比有一个很大的优势：它们的振幅与距离成反比。如果黑洞的距离远10倍，信号就会弱90%。但是天文学家无法测量电磁波的振幅，他们测量的是强度，也就是振幅的平方。如果一个恒星的距离远10倍，光的强度就会弱99%。这就是为什么读取引力波的LIGO具有巨大的探测范围，能够探测到数十亿光年之外的灾变。

如果LIGO的发现只是侥幸呢？你不能只用一个事件来进行统计。宇宙会在仅仅一首简短的歌曲中揭示它的秘密吗？物理学家兴高采烈，但同时也忧心忡忡。他们用爱因斯坦的话来安慰自己。那是在1921年的一段很短暂的时间里，实验似乎证明广义相对论是错误的。当时爱因斯坦说道：“上帝是微妙的，但他没有恶意。”

当LIGO团队在2015年12月26日宣布探测到第二个事件时，人们在兴奋之余还略带一丝宽慰。这个信号比较弱，因为它的源稍远一些，距离我们15亿光年。两个相互碰撞的黑洞也比较小，它们分别是太阳质量的9倍和14倍，而在与之对照的第一次事件中分别是太阳质量的29倍和36倍。介于这两次之间的是在2015年10月12日发生的另一个事件，它被置于候选状态，而不算一次确定的探测。此时的信号很弱，因为所涉及的两个黑洞分别是太阳质量的13倍和23倍，它们在地球上出现生命后不久发生并合，距离我们达到惊人的33亿光年[41]。2017年，LIGO又有3次发现（见图61）。5次确定的探测，再加上另一次不甚确定的探测，令1000位科学家欢欣鼓舞。LIGO是一个巨大的成功。这是引力波天文学时代的开端。

2017年8月，LIGO探测到另一个引力波脉冲。然而，这个事件与早期探测有两个方面的不同。此时信号比较弱，而且它来自一个距离只有1.3亿光年的源。这意味着它是由质量较小的天体并合而产生的，这些天体是中子星而不是黑洞[42]。LIGO与欧洲的Virgo干涉仪一起工作，来自3台不同探测器的信号使科学家能够以前所未有的精度对引力波进行定位。这两个中子星在一个名为NGC 4993的星系中相撞。世界各地的天文台都积极行动起来了。

结果是得到了大量的数据，还有就是一种新型天文学诞生了。美国国家航空航天局的两颗卫星从正在并合的中子星那里探测到爆发出的伽马射线，全球70多架望远镜捕捉到这次碰撞发出的渐弱可见光和红外余辉。与不产生电磁辐射的黑洞并合不同，中子星结合时爆发的威力是超新星的1000倍。一个结果是辐射爆发，另一个结果是喷涌而出的中子为一团放射性废料云提供了动力[43]。在一天之内，这团云从城市大小膨胀到太阳系大小。中子灌注进原子核，把它们变成较重的元素。理论物理学家估计这次事件创造出的黄金是地球质量的200倍。如果你能把它们带回家的话，大概值1031美元！引力波与丰富的电磁信息结合起来，被称为多信使天文学。预计LIGO和Virgo大约会每周发现一次中子星并合，每两周发现一次黑洞并合[44]。宇宙中充满了时空涟漪，天文学家终于拥有了可以看见它们的眼睛。

赞誉紧随而来。从取得一项发现到后来获得诺贝尔奖，通常要经过很长的一段时间。事实上，一些杰出的科学家是在等待中死去的，而诺贝尔奖不会颁发给已经去世的人。但引力波探测会很快得到公认，这一点几乎毫无疑问。因此，2017年10月，也就是LIGO第一次感知到时空闪烁过去不到两年后，雷纳·韦斯、基普·索恩和巴里·巴里什就获得了诺贝尔物理学奖，这并不令人惊讶。

大质量黑洞的碰撞与并合

既然时空涟漪已经被探测到，那么我们就可以有所期待，因为银河系中有10亿颗中子星和3亿个黑洞——大量的并合候选者。然而，它们处于密近双星系统中的概率非常低，所以黑洞的并合率大约是每50万年一次。听起来好像要等很长时间，但是LIGO的灵敏度让它在宇宙中具有巨大的探测范围。当先进LIGO在2020年重新上线时，它的灵敏度将提高3倍，这意味着它可以探测到是原来3倍远的相同信号。它测量位移的精度将达到令人难以置信的1/1022。由于体积与距离的3次方成正比，因此目标数量将增加30倍。事件发生率可能高达每年1000次，或者说每天两三次[45]。

下一个研究领域将是星系中心的超大质量黑洞吞噬像中子星和黑洞这样的致密天体时发出的引力波。回到与声音的类比，黑洞的质量越大，它们并合时的轨道时间就越长，特征“啁啾”的频率也就越低。这个超大质量天体发出的“声音”的频率范围在10-4赫到1赫之间，轨道时间从几小时到几秒。超大质量黑洞发出的信号频率会低于人类的听觉范围，甚至低于频率最低的管风琴。这些声音更多地是被感觉到而不是被听到。

由于引力波的频率很低，为了记录来自最大质量黑洞的引力波，探测器必须放置在纯净的太空环境中。建议用于这项工作的工具是激光干涉仪空间天线（Laser Interferometer Space Antenna，LISA）。LISA将由3颗卫星构成，它们排列成一个边长为100万千米的等边三角形[46]。这一布局的大小是月球轨道的10倍，它绕太阳公转的距离将与地球相同，但比地球落后20度。一颗卫星是载有激光器和探测器的“主控”卫星，另两颗卫星是载有反射器的“伺服”卫星。反射器与由黄金和铂合金制成的试验质量相连接。LISA被设计为用于测量100万千米距离以外的小于原子尺度的位移，即精度为1/1021。为了探测微小的时空涟漪，试验质量必须不受引力以外的任何力的影响，就好像它们不是航天器的一部分，只是在它们的地球-太阳轨道上“自由下落”。这项工程上的挑战要求精细控制航天器。每个航天器必须飘浮在它的试验质量周围，使用电容传感器来确定它相对于试验质量的位置，并使用精确的推进器来完美地保持以该质量为中心。2016年，欧洲航天局的一项名为“LISA探路者”的试验任务成功地演示了这项技术。LIGO的成功促成了2017年的一项资助承诺，LISA的前景一片光明[47]。

在宇宙学标准模型中，结构是通过较小天体的并合以及吸积周围物质而等级式地建立起来的。所以矮星系结合起来形成大星系，大星系通过与数量更多的矮星系结合以及气体从星系际介质落入来保持生长。中心黑洞也遵循着类似的形成过程，但其中的细节很难预测，因为它们依赖复杂的吸积过程和各星系中心的特定条件[48]。

超大质量黑洞之间的并合发生的时标甚至更长，并相应地放出低频引力波。粗略的计算表明，如果一对百万倍太阳质量的黑洞发生并合，那么它们发出的引力波频率将为10-3赫，时标为1小时。而一对太阳质量黑洞并合时发出的引力波频率为10-9赫，时标为几十年。捕捉一个需要数年时间才能通过探测器的波需要非凡的稳定性。详细的计算机模拟表明，LISA每年会探测到几次并合。在通常情况下，这两个黑洞的质量都在太阳质量的106倍到107倍之间[49]。这个采样范围将使我们洞察到黑洞和星系聚合的早期阶段。

最响亮的事件和最壮观的并合发生在10亿倍太阳质量的黑洞之间，然而这种事件发生的频率是如此之低，以至于超出了LISA的探测范围。要找到这些引力波，直径为100万千米的阵列还不够大，需要一个星系尺度的仪器。脉冲星探测器阵列登场了。脉冲星是死的，它们是由纯中子构成的坍缩恒星。它们自旋时，表面的热点扫过射电望远镜，而射电脉冲的频率保持得十分精准。每秒自旋数百次的脉冲星是宇宙中最精确的时钟。

在数十亿光年之外，两个超大质量黑洞悠然起舞，这场舞蹈持续了数百万年。当它们最终落入彼此的怀抱而发生并合时，宇宙沐浴在它们发出的低频引力波中。这些引力波拉伸并挤压着时空的结构。就像我们在地球上看到的一样，当波以光速通过时，脉冲星上下摆动。这些波轻微地改变了脉冲的时间。例如，频率为10-8赫（即周期为4个月）的波可能会导致脉冲在1月提前10纳秒到达，而在3月推迟10纳秒到达。这是一项极其精细的实验，但目前的射电望远镜已经能够以所需的精度测量出脉冲。脉冲星探测器阵列提高了实验的灵敏度，并提供了一定的方向灵敏度[50]。

脉冲星探测器阵列是科学家构想过的最宏大的实验装置。脉冲星探测器阵列的排布范围超过数万亿千米，而不是LIGO的4千米或LISA的100万千米。整个银河系就是这台探测器。这是真正需要大量投资的大科学。目前，有4个脉冲星探测器阵列正在积极寻找信号，并且正在把它们的数据组合成一个国际阵列。当这些实验把脉冲星加入其目标清单并提高其灵敏度时，这些实验中的一个或多个有80%的概率将在未来10年内探测到超大质量黑洞的并合（见图62）[51]。

引力与大爆炸

原初引力波探测是一个尚未被开发的前沿领域。请记住，只要质量有改变其布局的运动，就会产生时空涟漪。到目前为止，最剧烈的质量变化发生在早期宇宙。在那个时候，最终会形成数千亿个星系的物质都包含在一个比原子还小的区域中。当前的宇宙学包括一个叫作暴胀的早期阶段：在大爆炸后10-35秒，宇宙还处于微观尺度时，其尺度呈指数增长。如果不用暴胀解释的话，宇宙的平坦和平滑就会是不可思议的。暴胀意味着星系的“种子”是量子涨落[52]。

有一些间接的证据支持暴胀理论，但是那个时候的能量比实验室或加速器（如大型强子对撞机）所能达到的还要高几万亿倍，所以我们不可能尝试在地面实验中复现它。检验暴胀是很重要的，因为它将使我们更接近量子引力理论的“圣杯”。来自暴胀的引力波目前应该仍然在宇宙中回荡。它们的能量遍布0~1029赫的频率范围，涵盖了我们讨论过的所有探测方法所使用的频率[53]。然而，这些波太微弱了，无法用干涉仪或脉冲星探测器阵列来测量，因此天文学家专注于研究它们在辐射上留下的印记。当宇宙冷却到足以形成稳定的原子时，它就沐浴在这种辐射之中。宇宙大爆炸后40万年间，这种辐射一直毫无变化地穿行在宇宙中，以微波的形式被我们观察到。根据预测，空间的拉伸和压缩将在微波辐射中留下轻微的旋涡模式[54]。

2014年，科学界兴奋不已，一个使用南极望远镜工作的团队声称已探测到暴胀产生的引力波——不是直接探测到，而是根据它们在辐射上留下的特殊印记推断出来的[55]。几个月后，这种兴奋之情就消失了，因为当时有人发现这个团队原来是被来自银河系尘埃的污染信号愚弄了。对研究者而言，这是一次痛苦的经历，因为他们仔细检查过数据，却被一个难以捉摸的前景愚弄了。这就像你的眼镜上有雾，而错把它当成远处的一场风暴。宇宙是一个混乱、复杂的地方，不能像实验室设备那样被控制，所以宇宙学家要做到谨慎才是明智的。然而，当存在来自其他团体的竞争时，迅速发表结果的冲动也是很难抗拒的。

许多团队正在为这一重要测量的新尝试做准备。这些具有挑战性的微波观测工作的最佳地点是在南极附近和智利境内高海拔的、干燥的阿塔卡马沙漠。有5个团队参与其中。如果没有探测到引力波信号，那么宇宙学的核心将受到质疑。但是如果确实探测到了这个信号，那么它就会成为量子引力的直接证据。

宇宙的量子起源可能是我们生活在一个多重宇宙中的一个迹象。据此，这个宇宙中可能有无限多个时空泡，而我们居住的是其中之一。多重宇宙中的这些宇宙具有截然不同的时空，很可能无法从我们的时空中观测到，这就使这个想法很难得到验证。它们可能全都有着不同的物理定律，甚至与我们的宇宙有着难以辨别的不同。这些宇宙也有同样的基本相互作用力吗？它们包含黑洞吗？它们包含能够理解其宇宙的生命形式吗？这些是宇宙学前沿的一些难以参透的问题。

[1]F. G. Watson, Stargazer: The Life and Times of the Telescope（Cambridge, MA: De Capo Press, 2005）. ——原注

[2]P. Morrison,“On Gamma-Ray Astronomy,”Il Nuovo Cimento 7（1958）: 858-65.——原注

[3]4个突出的例子是：A. A. Abdo et al.,“Fermi- AT Observations of Markarian 421: the Missing Piece of its Spectral Energy Distribution,”Astrophysical Journal 736（2011）: 131-53; V. A. Acciari et al.,“The Spectral Energy Distribution of Markarian 501:Quiescent State Versus Extreme Outburst,”Astrophysical Journal 729（2011）: 2-11; V. S.Paliya,“A Hard Gamma-ray Flare from 3C 279 in December 2013,”Astrophysical Journal 817（2016）: 61-75; and S. Soldi et al.,“The Multiwavelength Variability of 3C 273,”Astronomy and Astrophysics 486（2008）: 411-27。——原注

[4]为了给出这一类比，让我们暂时放下我们的怀疑，用唯物主义的观点来看待心灵和大脑，想象有一天我们可以用遥感来解析思想。——原注

[5]然而，当运动是完全对称（比如一个膨胀或收缩的球）或者旋转对称（比如一个自旋的圆盘或球）的时候，就不会产生引力波。一颗完全对称的超新星发生坍缩时不会发射引力波，一个正球形的自旋中子星也不会发射引力波。从技术层面上讲，应力-能量张量中四极矩的三次导数必须是非零的，系统才能发出引力辐射。用数学术语来说，这类似于导致电磁辐射的电荷或电流的变化偶极矩。明白了吗？——原注

[6]P. G. Bergmann, The Riddle of Gravitation（New York: Charles Scribner’s Sons,1968）. ——原注

[7]引力和引力波以光速传播是一种假设和推测。迄今为止，没有任何检验这一假设的实验获得明确的成功。要设计一个实验来“关掉”引力，或者在一个遥远的地方对引力进行足够大的改变来观察它运动得有多快，这是非常困难的。在粒子物理学的标准模型中，引力是由一种以光速运动的、名为引力子的粒子所传递的。引力子从未被探测到。——原注

[8]A. S. Eddington,“The Propagation of Gravitational Waves,”Proceedings of the Royal Society of London 102（1922）: 268– 82. ——原注

[9]K. Daniel,“Einstein versus the Physical Review,”Physics Today 58（2005）:43– 48. ——原注

[10]A. Einstein and N. Rosen,“On Gravitational Waves,”Journal of the Franklin Institute 223（1937）: 43-54.——原注

[11]我不会在一本天文学书里介绍经济学的参考资料来大谈特谈这个问题，但是大量的文献表明，虽然选择市场的时机在某些领域和短期内可以发挥作用，但它作为一项长期战略是毁灭性的。巴布森只不过是运气好而已，而这种事也时有发生。——原注

[12]J. L. Cervantes-Cota, S. Galindo- Uribarri, and G. F. Smoot,“A Brief History of Gravitational Waves,”Universe 2（2016）: 22-51.——原注

[13]M. Gardner, Fads and Fallacies in the Name of Science（New York: Dover,1957）, 93. ——原注

[14]巴布森的愿景尽管起源于伪科学和奇幻思维，但最终结果还是非常积极的。随着时间的推移，引力研究基金会在物理学界重获威望。1957年在教堂山召开的那次会议如今被称为GR1会议。此后每隔几年召开一次国际会议，讨论引力和广义相对论的最新进展。最近的7次会议分别在印度、南非、爱尔兰、澳大利亚、墨西哥、波兰和纽约举行，其中最后一次是在纽约举行的GR21，这表明了该领域的国际性。——原注

[15]韦伯将他探测引力波的思路发表在J. Weber,“Detection and Generation of Gravitational Waves,”Physical Review 117（1960）: 306-13。他第一次操作探测器的情况6年后发表在J. Weber,“Observations of the Thermal Fluctuations of a GravitationalWave Detector,”Physical Review Letters 17（1966）: 1228-30上。——原注

[16]J. Weber,“Evidence for Discovery of Gravitational Radiation”Physical Review Letters 22（1969）: 1320-24；J. Weber,“Anisotropy and Polarization in the Gravitational-Radiation Experiments,”Physical Review Letters 25（1970）: 180-84. ——原注

[17]“酒吧”和“棒”对应同一个英文单词“bar”。——译注

[18]我从未见过韦伯，但与他的妻子维吉尼亚·特林布尔熟识。她是英国人，也是天文学史方面的专家，所以我们偶尔会交流天文学的奥秘。在他们漫长的婚姻中，维吉尼亚在加州大学欧文分校有一份教职，所以她每年在那里待半年，然后回到韦伯任职的东部待半年。在韦伯于2000年去世后，我和维吉尼亚在一次会议上相遇并讨论了韦伯的工作。我可以看出这是一个痛苦的话题。她不得不眼睁睁地看着他遭到那些根本不知道他是如何努力琢磨他的技术的人的诋毁和贬低。在联邦政府撤销了对他的支持后，他还继续研究了20多年。维吉尼亚说，这对他的心理和生理都造成了严重的伤害。——原注

[19]J. A. Wheeler, Geons, Black Holes, and Quantum Foam: A Life in Physics（New York:Norton, 1998）, 257-58. ——原注

[20]J. M. Weisberg, D. J. Nice, and J. H. Taylor,“Timing Measurements of the Relativistic Binary Pulsar PSR B1913+16,”Astrophysical Journal 722（2010）: 1030-34. ——原注

[21]这个双星系统发出7×1024瓦的引力辐射，两颗中子星之间的距离每年缩小3.5米。这两颗中子星的碰撞及并合需要3亿年时间。即使太阳系也会发出引力辐射，但功率要小得多，只有5000瓦。——原注

[22]这是一种推测，依据的信息是黑洞并合时探测到的引力波的性质，以及能够形成如此大质量的黑洞（大于近域宇宙中的任何黑洞）的可能场景。110亿年前形成的大质量恒星中重元素的比例要远远低于太阳，而且模型显示它们的初始质量可能大于现在形成的恒星。因此这些古老的恒星摆脱的质量会比较小，从而留下质量较大的黑洞。描述这种场景的论文是K. Belczynski, D.E. Holz, T. Bulik, and R.O’Shaughnessy,“The First Gravitational-ave Source from the Isolated Evolution of Two Stars in the 40-100 Solar Mass Range,”Nature 534（2016）: 512-15。一种更为根本的可能性是，黑洞是原初的，在早期宇宙中由暗物质形成。数据并未排除这种可能性，参见S. Bird et al.,“Did LIGO Detect Dark Matter,”Physical Review Letters 116（2016）: 201301-07。——原注

[23]J. Chu,“Rainer Weiss on LIGO’s Origins,”oral history, Massachusetts Institute of Technology Q & A News series.——原注

[24]韦斯将此归功于他的一些学生以及麻省理工学院的研究人员菲利普·查普曼。查普曼曾在美国国家航空航天局工作，随后就停止了引力和物理学方面的研究。既有趣又具有讽刺意味的是，研究干涉仪的先驱是约瑟夫·韦伯，他在1964年向他以前的学生罗伯特·福沃德提到过这个想法。福沃德利用他的雇主休斯研究实验室的资金，建造了一台臂长为8.5米的原型干涉仪。经过150小时的观察，他什么都没探测到。福沃德在他的论文的脚注中因与雷纳·韦斯的对话而鸣谢了韦斯，这证实了引力物理学界的“小世界”性质。这篇论文是R. L. Forward,“Wide- Band LaserInterferometer Gravitational-Radiation Experiment,”Physical Review D 17（1978）:379-90。——原注

[25]R. Weiss,“Quarterly Progress Report, Number 102, 54-76,”Research Laboratory of Electronics, MIT, 1972.——原注

[26]转引自 J. Levin, Black Hole Blues and Other Songs from Outer Space（New York:Knopf, 2016）。——原注

[27]转引自N. Twilley,“Gravitational Waves Exist: The Inside Story of How Scientists Finally Found Them,”New Yorker, February 11, 2016。——原注

[28]更具体地说，他们是美国最好的两个团队。在这段以LIGO为中心的叙述中，为了简单起见，我省略了其他团队和其他国家早期所做的大量努力。在德雷弗离开格拉斯哥大学前往加州理工学院后，他在格拉斯哥大学的研究小组继续致力于干涉仪的研究。与此同时，彼得·卡夫卡领导的一个德国团队在1974年获悉了韦斯的工作，并聘请他的一名学生来建造干涉仪。他们与一个意大利团队合作，在接下来的10年里建造了3米原型和30米原型。有趣的是，德雷弗于1975年从彼得·卡夫卡的一次演讲中首次得知了干涉仪，这正是引力波研究“小世界”现象的一个实例。德国团队和苏格兰团队在20世纪80年代中期联合提议建造一台千米尺度的干涉仪，但是没有获得资助。最终，他们建造了一台600米的干涉仪，该仪器于2001年开始运行，是LIGO探测器和技术的关键测试平台。法国人的想法是建造一台更有野心的干涉仪，他们的领导者是阿兰·布里耶。他在20世纪80年代初曾与韦斯在麻省理工学院合作过。这个Virgo项目从2004年开始收集数据，已经与LIGO全面合作了10年。关于全世界为探测引力波所做的努力，可参见J. L. Cervantes-Cota, S. Galindo-Uribarri, and G. F. Smoot,“A Brief History of Gravitational Waves,”Universe 2（2016）: 22-51。—原注

[29]P. Linsay, P. Saulson, and R. Weiss,“A Study of a Long Baseline Gravitational Wave Antenna System,”1983.——原注

[30]LIGO的报告和时事通讯并没有传达这些紧张状态。考虑到该项目的最终成功，这些书面陈述表露出一种告别的语气。业内人士向局外人的最佳描述收录在Janna Levin, Black Hole Blues and Other Songs from Outer Space（New York: Knopf, 2016）。——原注

[31]A. Cho,“Here is the First Person to Spot Those Gravitational Waves,”Science,February 11, 2016.——原注

[32]转引自Josh Rottenberg,“Meet the Astrophysicist Whose 1980 Blind Date Led to Interstellar,”Los Angeles Times, November 21, 2014。——原注

[33]学术谱系存在于各个领域，但在理论物理和数学方面尤为强大。如果学生能找到一位合适的论文导师，自己又能很好地反思导师的意见，其职业生涯就会得到启动和塑造。在理论领域，导师的影响可以扩展到在选择要解决的问题时的“品位”，以及解决该问题的“风格”方面。这些美学考虑对于局外人来说通常是不透明的。基普·索恩在加州理工学院担任教授期间指导过50名博士生，其中包括艾伦·莱特曼、比尔·普莱斯、唐·佩奇、索尔·图科尔斯基和克利福德·威尔等许多在理论天体物理学和相对论领域有影响力的人物。——原注

[34]“How Are Gravitational Waves Detected?”Q & A with Rainer Weiss and Kip Thorne, Sky and Telescope, August 28, 2016. ——原注

[35]K. S. Thorne, Black Holes and Time Warps: Einstein’s Outrageous Legacy（New York: W. W. Norton, 1994）. ——原注

[36]参见Adam Rogers,“Wrinkles in Spacetime: The Warped Astrophysics of Interstellar,”Wired.——原注

[37]J. Updike,“Cosmic Gall,”New Yorker, December 17, 1960, 36. ——原注

[38]K. S. Thorne,“Gravitational Radiation,”in Three Hundred Years of Gravitation, edited by S. Hawking and W. W. Israel（Cambridge: Cambridge University Press, 1987）,330-458. ——原注

[39]这些信息清晰地用图表形式展示在LIGO Magazine, no. 8, March 2016。——原注

[40]这将是一个关键的进展，因为直到目前为止我们还不能确定LIGO黑洞信号的来源。引力波代表了一种观察宇宙的新方法，因此我们无法识别出与之相关的天体并通过光和整个电磁波谱来观察它们，这是令人沮丧的。探测过程中还有其他影响数据解释的细节。干涉仪对来自上方的波最为敏感，因为这些波在横向平面内被拉伸和压缩。对于任何其他角度，信号都会比较小。由于两台探测器相距数千千米，因此地球的曲率导致它们不是共面的，于是这一点也必须考虑在内。对于面朝地球的双星轨道，这个信号最强；而对于其他倾角的轨道，这个信号较弱。LIGO的实验人员必须从每一个瞬变事件中提取每一丁点儿可能的信息。——原注

[41]按照用于并合黑洞的特殊算法，第一个事件包括的质量之和是62倍太阳质量，其中3倍太阳质量以引力波的形式放射出来。第二个事件包括的质量之和是21倍太阳质量，其中2倍太阳质量以引力波的形式放射出来，候选事件包括的质量之和是34倍太阳质量，其中2倍太阳质量以引力波的形式放射出来。在这3个事件中，前两个事件的探测有效性大于5.3σ，候选事件的探测有效性处于临界的1.7σ。在天空中的定位区域取决于信号强度。第一个事件为230平方度，第二个事件为850平方度，候选事件为1600平方度。一般情况下，“啁啾”频率与黑洞质量之间的比例关系为M-5/8，而干涉仪中的位移h与黑洞质量之间的比例关系为M5/3。所有这些测量以及更多内容，请参见LIGO Magazine, no. 9, August 2016。——原注

[42]A. Murguia- Merthier et al.,“A Neutron Star Binary Merger Model for GW170817/GRB 170817A/SSS17a,”Astrophysical Journal Letters 848（2017）: L34-42. ——原注

[43]M. R. Seibert et al.,“The Unprecedented Properties of the First Electromagnetic Counterpart to a Gravitational- Wave Source,”Astrophysical Journal Letters 848（2017）:L26-32. ——原注

[44]J. Abadie et al.,“Predictions for the Rates of Compact Binary Coalescences Observable by Ground- Based Gravitational-Wave Detectors,”Classical Quantum Gravity 27（2010）: 173001-26. ——原注

[45]B. P. Abbott et al.,“The Rate of Binary Black Hole Mergers Inferred from Advanced LIGO Observations Surrounding GW150914,”Astrophysical Journal Letters 833（2016）:L1-99. 先进LIGO与欧洲的Virgo干涉仪协同工作，会将源的位置限定在5平方度内，比早期的LIGO探测精确100倍。——原注

[46]LISA最初是美国国家航空航天局和欧洲航天局的一个联合项目。最初的设计研究可以追溯到20世纪80年代。但是美国国家航空航天局遇到了预算问题，在2011年退出了这一项目，因此欧洲航天局从合作伙伴变成了赞助这项雄心勃勃的任务的唯一机构。LISA是欧洲航天局“宇宙视野”计划的一个主要的新任务，暂定发射日期为2034年。——原注

[47]M. Armano et al.,“Sub-Femto-g Free Fall for Space- Based Gravitational Wave Observatories: LISA Pathfinder Results,”Physical Review Letters 116（2016）: 23110111. ——原注

[48]与恒星质量黑洞的情况类似，最难理解的问题是最终并合的时标。超大质量黑洞很难失去足够的角动量而发生并合，这被称为“最终秒差距”问题。在一个富气体星系中，最终的并合阶段可能需要1000万年，但在一个贫气体星系中，这可能需要数十亿年。在一些模型中所需的时间可能比宇宙的年龄还要长，这意味着大质量星系中可能包含着从未并合过的双超大质量黑洞，这转而又意味着不会探测到任何引力波信号。——原注

[49]J. Salcido et al.,“Music from the Heavens: Gravitational Waves from Supermassive Black Hole Mergers in the EAGLE Simulations,”Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 463（2016）: 870-85. ——原注

[50]G. Hobbs,“Pulsars as Gravitational Wave Detectors,”in High Energy Emission from Pulsars and Their Systems, Astrophysics and Space Science Proceedings（Berlin: Springer,2011）, 229-40. ——原注

[51]S. R. Taylor et al.,“Are We There Yet? Time to Detection of Nano-Hertz Gravitational Waves Based on Pulsar- Timing Array Limits,”Astrophysical Journal Letters 819（2016）:L6-12. ——原注

[52]A. Guth, The Inflationary Universe: The Quest for a New Theory of Cosmic Origins（New York: Perseus, 1997）. ——原注

[53]P. D. Lasky et al.,“Gravitational Wave Cosmology Across 29 Decades in Frequency,”Physical Review X 6（2016）: 011035-46. ——原注

[54]从技术上讲，这种模式称为B模式偏振。它的意思是电磁场有一种类似于叠加旋涡的模式。整个天空中的微波温度是均匀的，只有万分之一的差别，而偏振信号还要小得多，所以探测引力波效应的仪器需要特别高的精度。——原注

[55]D. Hanson et al.,“Detection of B- Mode Polarization in the Cosmic Microwave Background with Data from the South Pole Telescope,”Physical Review Letters 111（2014）: 141301-07. ——原注