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浦和红钻主场:幾種典型的引力探測裝置探析

時間:2019-07-11 來源:物理實驗 作者:李芳昱,文毫 本文字數:9455字

浦和红钻超清壁纸 www.ksbedr.com.cn   摘    要: 簡述了引力波探測的歷史, 介紹了對質量諧振探測器、地面激光干涉引力波探測器、空間激光干涉引力波探測器, 以及引力波在宇宙微波背景上極化效應的相關探測方案, 評述了微波頻帶的高頻引力波探測方案.

  關鍵詞: 引力波; 高頻引力波; 引力波探測;

  Abstract: The history of gravitational wave detection was briefly reviewed.The related detection schemes of mass resonance detector, ground laser interference gravitational wave detector, space laser interference gravitational wave detector and gravitational wave on the cosmic microwave background were introduced.The detection scheme of high frequency gravitational wave in the microwave band was detailed.

  Keyword: gravitational wave; high frequency gravitational wave; gravitational wave detection;

  2016年至2018年期間, 激光干涉引力波天文臺 (LIGO-Virgo) 相繼報道了11次引力波探測的重大事件[1,2,3,4,5,6,7,8].這是人類首次探測到引力波的直接證據, 引起了科學界和國際社會的強烈反響.這些引力波都是處在幾十到幾百赫茲的中頻信號, 它們是由離地球十幾億光年甚至幾十億光年的雙黑洞或雙中子星的合并而產生的引力波.引力波成功的探測證據, 不僅在科學上具有重大的意義, 即直接驗證了愛因斯坦廣義相對論關于引力波的預言, 而且打開了全新的空間信息通道, 開創了引力波天文學的新紀元.

  事實上, 人類對引力波的研究, 經歷了漫長而艱難的探索過程.牛頓對萬有引力定律的發現, 無疑是科學上一項輝煌成果, 然而萬有引力定律描述的是靜態引力場, 它無法回答引力究竟以多大的速度在空間傳播, 更無法揭示引力場自身的本質.

  直到1916年愛因斯坦創建了廣義相對論, 才對引力場的認識產生了質的飛躍.這主要表現為以下2個重要的方面:

  1) 引力實際上是一種時空幾何的效應, 引力雖然和電磁場類似, 即在相互作用中表現為場的性質, 但引力更深層次的物理背景實際上是一種時空幾何結構的反映, 即引力的存在表現為時空的幾何結構偏離了通常的歐幾里得幾何 (通常稱之為平直時空) , 也就是表現為彎曲時空 (即用黎曼曲率張量描述的彎曲時空) 的效應.

  2) 除了靜態的引力場外, 引力場也具有波動的效應, 即首次提出了引力波的概念, 而且引力波的傳播速度即為真空中的光速, 從而解決了引力傳播速度的重大科學問題.

  然而, 對于廣義相對論的實驗驗證, 大多數是靜態或準靜態的.引力波則是非靜態的引力效應, 而強引力波則既是非靜態又是非線性的引力效應.加之引力場自身能量-動量的贗張量性質, 以及它與坐標的特殊關聯, 還有引力波效應本身的極其微弱性和不可屏蔽性, 這些都給理論研究, 特別是實驗觀測帶來了巨大的困難.從而使得長期以來對引力波是否存在, 以及能否具有直接可觀測的效應, 都存在著爭議.

幾種典型的引力探測裝置探析

  從實驗觀測的角度來看, 對引力波的檢測精度要求一般也遠高于其他引力效應的驗證.這就是為什么從1916年引力波概念的提出到2016年首次直接探測到引力波, 中間經歷了100多年的漫長歲月的探索.

  需要指出的是, 上述對引力波存在的直接實驗驗證, 不僅不是對引力波研究和探索的終點, 恰恰相反, 它是引力波天文學以及在更深層次上探索引力作用本質的一個輝煌時代的開啟, 這主要是因為:

  1) LIGO和Virgo所探測到的引力波, 實際上是2個致密天體 (雙黑洞或雙中子星) 在合并的最后階段產生的, 它們在探測器中的信號持續時間很短.

  2) 上述引力波與整個引力波的頻帶相比, 只是處在非常狹窄的中頻范圍.因此, 對連續引力波和其他頻帶以及其他類型的引力波的直接探測, 仍是一項極具挑戰性的歷史使命.

  3) 幾乎所有的暴漲宇宙理論均預期了極早期宇宙產生的原初引力波 (Primordial gravitational waves) [9,10,11,12,13,14,15,16], 這種原初引力波的頻譜從極低的頻帶 (10-16~10-17 Hz) 一直延伸到109~1011 Hz的微波頻帶.顯然, 對原初引力波的觀測, 將為檢驗極早期宇宙的暴漲過程提供最直接的證據.

  4) 除了愛因斯坦的廣義相對論預期的引力波以外, 近年來系列超越廣義相對論的引力理論和修正的引力理論[17,18,19,20]、空間的額外維理論[21,22,23,24,25]以及某些高能天體物理過程等[26], 均預期了不同于廣義相對論的引力波.因此, 在更高的精度上對引力波的觀測, 將為檢驗和分辨上述理論和模型提供關鍵性的證據.

  1 、幾種典型的引力探測裝置

  1.1、 質量諧振探測器

  質量諧振探測器, 也稱為Weber棒, 以紀念第一個設計引力波探測器的先驅科學家Weber教授[27].引力場的潮汐效應已為人們所熟知, 月球引力場的潮汐效應可引起海水壯觀的漲潮落潮.然而, 月球引力場是靜態的引力場而非引力波場, 引力波作為一種波動的引力場, 它同樣可引起質點的潮汐效應.這種潮汐效應的力學形式是檢測質點的相對運動而造成的力學位移.然而, 由于引力波所造成的力學位移的量級只有1個質子直徑的1‰甚至更小, 固而探測極為困難.這就是為什么引力波的探測經歷了如此漫長歲月的主要原因之一.根據廣義相對論, 引力波是橫波, 而在引力波的波陣面內 (即垂直于傳播方向的平面內) 有2個極化模式, 通常稱為型極化和型極化, 分別用h和h表示 (見圖1) , 如果持續觀測上述引力波的波陣面內原先放在一圓環上的檢測質點, 它們在引力波的作用下將周期地在x和y方向上和與上述方向成45°的方向上拉伸和壓縮, 即周期性地變為橢圓.

  圖1 引力波的兩種極化模式
圖1 引力波的兩種極化模式

  按照廣義相對論的短程線偏離方程, 引力波的潮汐效應將使檢測質點間產生相對位移:

  其中系數取決引力波傳播方向和檢測質點距離空間的取向, 以及探測器本身結構參量的函數, 是引力波的2個張量極化分量.這一結果不僅適用于Weber棒, 也適用于下面所述的激光干涉儀引力波探測器.探測器所能檢測到的相對位移也表征了它們的靈敏度.

  20世紀60年代的Weber棒實際上是m=1.4×103 kg, l=2.5m的鋁圓柱體天線, 由于當時技術條件的限制, 加之該裝置是在室溫下運行, 所以在千赫茲頻帶的靈敏度只有δh~10-16~10-17.70年代中山大學和中科院高能物理研究所建造的室溫Weber棒, 其靈敏度已超過了最初的Weber棒, 而且在當時的亞洲也是領先的.在這之后, 美國的路易斯安那州立大學、意大利羅馬大學和西澳大利亞大學等分別相繼建成了低溫的Weber棒.但由于Weber棒低溫運行且費用昂貴, 探測頻帶過于狹窄, 且靈敏度已接近了它們的標準量子極限 (即極限靈敏度) , 所以Weber棒天線逐漸淡出了歷史舞臺, 取代它們的則是激光干涉引力波探測器, 這是國際上探測中頻帶 (1~1 000Hz范圍) 引力波裝置的主力陣容.

  1.2、 激光干涉引力波探測器

  激光干涉引力波探測器[28,29]的基本原理 (圖2) , 即熟悉的邁克耳孫干涉儀.但其干涉臂長要長得多, 而且采用激光技術和多次反射效應, 這樣使得來自2個臂長的相干光束的相干合成后的干涉條紋所顯示的靈敏度, 遠高于通常的邁克耳孫干涉儀 (如圖3~4所示) .在引力波潮汐效應的作用下, 光電轉換器接收到的從2個光臂上的光束的相位差將發生變化, 其光臂越長, 所能探測到的相位差的變化也就越大, 即2束光相干的干涉條紋的移動也就愈明顯, 故靈敏度也就越高.圖5是當今國際上已經建成的激光干涉引力波探測器的分布, 它實際上已經形成了中頻帶引力波的國際探測網絡.

  圖2 LIGO原理圖 (picture from Public Domain)
圖2 LIGO原理圖 (picture from Public Domain)

  圖3 路易斯安那州的LIGO (Courtesy Caltech/MIT/LIGO Laboratory)
圖3 路易斯安那州的LIGO (Courtesy Caltech/MIT/LIGO Laboratory)

  圖4 華盛頓州的LIGO (Courtesy Caltech/MIT/LIGOLaboratory)
圖4 華盛頓州的LIGO (Courtesy Caltech/MIT/LIGOLaboratory)

  圖5 全球已 (或即將) 建成的激光干涉引力波天文臺 (Courtesy Caltech/MIT/LIGO Laboratory)
圖5 全球已 (或即將) 建成的激光干涉引力波天文臺 (Courtesy Caltech/MIT/LIGO Laboratory)

  由于探測靈敏度與其探測器的臂長成正相關關系, 所以加大臂長是提高其靈敏度的有效途徑之一.目前籌劃中的愛因斯坦望遠鏡將是探測功能更為強勁的引力波探測裝置[30] (如圖6所示) .愛因斯坦望遠鏡臂長已延伸到10km, 采取了三臂的三角形相干方式 (而不是LIGO等的L型相干方式) , 而且建造于地下, 估計其靈敏度將有明顯提高.

  圖6 愛因斯坦望遠鏡 (Credit:www.et-gw.eu, Ni-khef, Marco Kraan)
圖6 愛因斯坦望遠鏡 (Credit:www.et-gw.eu, Ni-khef, Marco Kraan)

  上述放置在地球上的激光干涉引力波探測裝置無疑是當今世界上引力波探測的最強大陣容.然而, 由于其標準量子極限 (即極限靈敏度) 的限制, 至少從目前來看, 這類探測器還無法探測振幅小于10-25的中頻引力波.

  1.3、 激光干涉空間引力波探測器

  激光干涉空間引力波探測器 (Laser interferometer space antenna, LISA) 目前稱為eLISA, 即表示它主要由歐洲主導建造[31].

  另外, 還包括我國以中山大學牽頭的天琴計劃和中科院牽頭的太極計劃[32,33].為了避免地面探測中多種噪聲的干擾, 以及地球本身引力場和引力梯度的影響, 并期望探測宇宙中可能存在的大量低頻引力波 (其頻帶分布在1Hz以下, 特別是雙致密天體互繞或合并所產生的連續引力波) .上述激光探測器均安裝在人造衛星上, 所以都稱為空間引力波探測器 (或激光干涉空間天線) .

  我國的空間引力波探測方案與eLISA在探測器結構、尺寸、方法上有所不同.例如, 天琴計劃中的3顆載有探測器的人造衛星組成的是臂長1.7×105 km的等邊三角形, 目標是檢測1mHz~1Hz的低頻引力波, 這與eLISA在頻帶和方法上具有互補性.由于這類探測器的有效臂長遠大于LIGO等地面裝置, 所以它們將是探測低頻引力波的有效手段, 對于研究雙致密天體的運動甚至宇宙的形成與演化具有重要的意義.這對我國發展空間引力波探測方案而言, 是很好的機遇.

  2、 新的研究動向:極低頻和高頻引力波的觀測

  2.1、 BICEP-2裝置和我國的阿里計劃

  BICEP-2 (Background imaging of cosmic extragalactic polarization) 裝置[33]主要是研究極低頻帶 (10-16~10-17 Hz) 的原初引力波在宇宙微波背景上產生的極化效應.由于其極化效應類似于磁感應線的分布, 故也稱為B-模式.2014年3月美國曾發布過上述B-模式的報道, 雖然這一結果最終被進一步的實驗觀測所否定 (主要是因為宇宙塵埃的影響) , 但它并沒有影響在這一頻帶上的研究, 反而為進一步的觀測提供了難得的機遇.

  2.2、 微波頻帶高頻引力波的電磁探測

  目前國際上已經建成的高頻引力波探測裝置有:英國伯明翰大學的環型波導方案[35]、意大利國家核物理中心的雙球形腔的差頻耦合方案[36]、日本京都大學的小型激光干涉儀方案[37]以及澳大利亞的聲學共振腔方案[38].處于理論和研究階段的有俄羅斯的以布拉金斯基 (Braginsky) 提出的原型為基礎的環形波導方案, 以及巨型超導圓柱諧振腔方案[39].上述方案的探測頻帶在107~108 Hz范圍.對于已經建成的高頻引力波探測器, 由于受相關標準量子極限的限制, 其靈敏度一般在δh~10-16~10-19, 改進后的靈敏度可望達δh~10-21~10-22.因而探測額外維理論中膜振蕩模型預期的高頻引力波的上限是有可能的, 但不能探測極早期宇宙暴漲而產生的高頻原初引力波.

  近年來, 重慶大學、西南交通大學、中科院強磁場科學中心科學團隊 (包括前期與美國高頻引力波科學團隊的合作) , 提出了三維電磁同步諧振的高頻引力波探測方案[three-dimensional EM synchro-resonance (3DSR) scheme], 并對此開展了長達15年之久的持續研究[40,41,42,43,44].和上述國際上高頻引力波電磁探測的方案不同, 3DSR系統瞄準的是109 Hz及其更高頻帶的高頻引力波探測.而且由于設計中考慮了強的穩態磁場 (圖7~8) 與高斯型光子流的耦合諧振效應, 這使得預期的高頻引力波產生的信號光子流與背景噪聲光子流, 在特定的區域內具有非常不同的物理行為, 包括它們的傳播方向、強度分布、衰減率、極化形式以及波阻抗等.從而使得3DSR系統具有很低的標準量子極限[45].初步的估算表明, 這一系統在109~1012 Hz范圍的標準量子極限可望達δh~10-33~10-35, 從而為探測額外維膜振蕩模型、天體熱等離子體振蕩、精質暴漲和前爆炸宇宙模型以及各向異性短周期暴漲模型等預期的頻帶在109~1012 Hz的高頻引力波, 提供了原理上的支撐.圖9是用于高頻引力波探測的三維電磁同步系統的原理圖, 其總體結構包括3個部分:1) 穩態強磁場, 在高頻引力波的作用下, 將產生二階擾動光子流 (信號光子流) ;2) 背景高斯束, 其功能是與二階擾動的電磁場產生諧振響應, 從而產生更強的一階擾動光子流, 因而國際同行也將其稱之為三維諧振系統;3) 弱光子流探測系統 (包括信號數據處理) , 高斯束的引入顯然對應著大的背景噪聲光子流, 但利用橫向信號光子流和背景光子流在特定區域內非常不同的物理行為 (如分布、傳播方向、極化、衰減率以及波阻抗等) , 從而可望達到分辨和甄別它們的目的.3DSR的另一特色是它可望為超越廣義相對論和修正的引力理論預期的高頻引力波, 提供有效的探測和鑒別方式[46].其中一個主要的特征參量是引力波的極化態.廣義相對論預期的引力波只有2個張量極化態 (即前面所述的型極化和型極化) , 而超越廣義相對論的引力理論預期的引力波, 最多可能有6個極化態, 即2個張量極化 (型極化和型極化) 、2個矢量極化 (x-型和y-型極化) 和2個標量極化 (b-型和l-型極化) .由于上述6種極化態在3DSR系統中所產生的信號光子流在特定的局部區域, 具有不同的傳播方向和強度分布, 因而為分辨它們提供了很好的顯示方式.

  圖7 用于高頻引力波探測的超導磁體設計方案
圖7 用于高頻引力波探測的超導磁體設計方案

  圖8 超導磁體的三維立體圖[由中科院強磁場科學中心 (合肥) 設計]
圖8 超導磁體的三維立體圖[由中科院強磁場科學中心 (合肥) 設計]

  圖9 3DSR (三維同步電磁諧振) 系統的結構原理圖
圖9 3DSR (三維同步電磁諧振) 系統的結構原理圖

  圖10是信號光子流傳播方向和強度分布在3DSR系統中的柱坐標系上的投影.其中z軸 (與xy平面垂直方向) 為高斯型光子流對稱軸的正方向, 這里假定高頻引力波沿該方向傳播, 而與高斯束耦合的背景穩態強磁場方向則可在x, y和z 3個方向上調節.其中圖10 (a) 包括了純張量極化 (即型極化) 和矢量極化以及張量和標量極化組合態所產生的橫向信號光子流.由于這種角分布與背景光子流 (高斯束) 相同, 因而分辨它們比較困難.但利用信號光子流比背景噪聲光子流具有小得多的波阻抗和橫向衰減率, 分辨它們仍然是原則上可行的.圖10 (e) 也有著類似的困難, 即橫向信號光子流基本上完全被背景噪聲光子流覆蓋, 但利用他們在傳播方向、波阻抗和衰減率等方面的不同特征, 仍然可望達到其可分辨性.

  圖1 0 3DSR系統中信號光子流強度分布和傳播方向在柱坐標中的投影
圖1 0 3DSR系統中信號光子流強度分布和傳播方向在柱坐標中的投影

  最有興趣的是圖10 (b) ~ (d) , 它們分別包含了高頻引力波純張量極化、矢量極化及標量極化態產生的信號光子流.而上述信號光子流分布的峰值區恰好是背景噪聲光子流的零值區, 從而為分辨信號和噪聲提供了更好的分辨和顯示窗口.

  3、 觀測高頻引力波的重要科學意義

  和通常的引力波不同, 微波頻帶的高頻引力波主要是極早期宇宙暴漲所產生的原初引力波的高頻成分、額外維理論中膜振蕩模型、天體熱等離子體與電磁波的相互作用、系列熱引力波模型、原初黑洞的蒸發, 以及其他一些高能天體物理過程和潛在的物理過程所預期的高頻引力波等.因此, 它們實際上是天文觀測和宇宙學中的一個新的信息通道和重要窗口, 并與中、低頻引力波的觀測形成了好的互補性.

  由于引力是唯一可以進入額外維空間的基本相互作用, 加之引力波具有比電磁波甚至中微子更強的穿透能力, 而高頻引力波的頻率特征將可能使其攜帶更為豐富的信息.因此, 對高頻引力波的觀測, 不僅能使人們“看”到某些劇烈天體物理事件所造成的時空曲率的漣漪, 它還可能使人們“聽”到宇宙大爆炸的回聲, 甚至可能是回首“前世”宇宙以及捕獲來自其他平行宇宙的唯一信息通道和窗口.在這一領域研究的任何實質性突破, 將可能對人們傳統的時空觀和宇宙觀再次產生顛覆性的沖擊!

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    論文來源參考:李芳昱,文毫.引力波與引力波探測:一個全新的空間信息通道[J].物理實驗,2019,39(05):1-7+16.
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