刚开始从事科研时，我便被引力波深深吸引——它们是时空中的“涟漪”，以光速传播。最初，我的兴趣仅限于理解这一概念，但当我意识到引力波竟然真可能被探测到时，我的好奇心更加强烈了。我决定投身于引力波探测器的设计与建设，并在接下来的几十年里为此努力，直到2015年，终于首次成功探测到引力波。
本文我将给大家介绍引力波探测器LIGO的诞生历程，讲述我和我的学生如何改进它，以及LIGO与其他引力波探测器为何可能在未来彻底颠覆我们对宇宙的认知。
本文作者基普·斯蒂芬·索恩（Kip Stephen Thorne）教授，与雷纳·韦斯（Rainer Weiss）和巴里·巴里什（Barry Barish）教授，因对LIGO探测器的决定性贡献以及引力波的观测，共同荣获2017年诺贝尔物理学奖。

LIGO的诞生与发展

引力波是空间和时间结构上的“扰动”（见图1）。当宇宙中发生极端的天文事件，比如两个黑洞碰撞时，它们会在空间中激起“涟漪”，这些波动会以光速传播到宇宙的各个角落。
早在1960年代中期，我就开始研究引力波的理论及其来源。最初，我的目标是理解引力波是如何产生的，以及这一过程如何影响它们的源头。1969年，我的一位同事约瑟夫·韦伯（Joseph Weber）宣布他可能探测到了引力波[1]。尽管几年后明确了韦伯并没有真正探测到引力波，我却陷入了思考：是否有一种方法可以探测到这些波，而且成功的几率很高？如果我们成功了，又能从中获得什么新的宇宙信息呢？

▲图1 - 引力波。这是一幅艺术化展示图，展示了引力波围绕着两个巨大的、运动的物体（例如黑洞）如同“涟漪”般在太空中传播。

让我最兴奋的是有机会创建一个全新的科学领域——引力波天文学，它将成为未来几十年，甚至几个世纪里探索宇宙的强大工具。我意识到，引力波天文学将为我们打开一扇观察宇宙的全新“窗户”， 通过它，我们或许能够彻底改变对宇宙运行方式的认知。引力波探测的技术的掌握，让我们得以研究许多过去无法触及，或无法充分探索的现象，包括黑洞、超新星的特性，甚至宇宙的起源。
1972年，我的另一位同事雷纳·韦斯（Rainer Weiss）提出了一种基于激光测量的新方法来探测引力波[3]。起初我对此抱怀疑态度，但经过三年的讨论和研究，我逐渐确信这项技术是可行的；于是，我决定，作为一名理论物理学家，我余下的职业生涯献给协助韦斯和他的实验物理学家同事们，共同取得成功。凭借我们对引力波预期属性的了解，我们估计大约20年后，我们就能填补科技和科学的空白，成功地建立一种有效的探测技术。然而，我们最终用40年时间，才建立了激光干涉引力波天文台（LIGO），并在2015年首次探测到了引力波——但这一切努力都是值得的。

对LIGO的贡献

LIGO探测器使用一束激光光束，通过一个叫做“分光器”的装置，（见图2）。分光器将光束分成两条垂直的路径，称为探测器的“干涉臂”，这些干涉臂内都安置有镜子，光束会在镜子之间来回反射很多次。两个干涉臂的光束分别通过输入镜，然后在分光器处发生干涉，产生的输出光信号由光子探测器接收。LIGO的工作原理是，当引力波经过探测器时，波会交替地压缩一个臂，拉长另一个臂，导致输出光束的强度上下波动。
为了测量引力波，我们必须能够探测到探测器干涉臂上极其微小的长度变化。实际上，就算是LIGO探测到的最强引力波，我们需要测量的变化也只有臂长本身的1021分之一。LIGO的干涉臂的长度为4公里，因此我们必须要能探测到大约4 × 10-18米的变化——相当于比原子核小1000倍的尺寸！

▲图2 - LIGO干涉仪中的真空波动

当我和我的学生们一起研究LIGO时，我们发现了一些影响探测器测量的噪声源。其中一个噪声源是由我的学生卡尔顿·凯夫斯（Carlton Caves）发现的，即我们称之为真空波动的电磁场波动。你可以把它看作是进入探测器的“反向”干扰，叠加在探测器两个干涉臂中的激光光束上，导致一个臂的光束强度上升，另一个下降，反之亦然。
我和我的学生们关于LIGO探测器的一项重要工作是预测并解决当前以及未来可能出现的探测灵敏度问题。我们主要想理解噪声（主要由探测器中不同元件的非预期运动引起的误差），并找到尽可能减少噪声的方法。一个严重的噪声源是我们在镜子上使用的涂层（图2中的彩色矩形）——一直被LIGO的科学家们忽略，直到我的学生尤里·列文（Yuri Levin）发现了这个问题。当光反射到普通镜子上时，一部分光会被反射，另一部分光会穿透镜子。为了让LIGO的镜子反射光量达到最大，从而确保光子探测器能够接收到最强的信号，实验人员在镜子上交替涂覆了两种截然不同的介电材料薄层；每层的厚度必须是激光光波长的1/4。为了使LIGO的测量尽可能精确，我们希望每个臂中的光束能来回反射，且反射时间接近我们希望探测到的最长周期引力波的半个周期，这意味着需要几百次反射。为了实现几百次反射，我们使用了十几层涂层。
我的学生尤里·列文发现，在常温下，镜面涂层的振动会引发严重的热噪声——这一发现令实验团队大为震惊。尽管这些涂层振动的幅度看似微乎其微——大约为10-15米——但考虑到我们希望测量的镜子位置变化仅为10-18米，这些振动的影响却不容忽视。列文首先发明了一种巧妙的全新方法，测算了探测器各部分所产生的热噪声[5]（包括镜面涂层、悬挂镜子的电线以及镜子本身的熔融石英材料等），从而揭示了涂层热噪声的严重性。列文的研究为其他科学家着手解决热噪声的其他来源铺平了道路——其中一些噪声，如镜面涂层噪声，LIGO的科学家此前完全没有意识到。
我的另一位理论物理学学生，卡尔顿·凯夫斯，彻底改变了我们对LIGO探测器中量子噪声的理解。量子噪声源自随机波动，这是我们宇宙中无处不在且无法消除的根本特征。在凯夫斯之前，LIGO中已知有两种量子噪声：一种是光束中光子到达光子探测器时的随机波动；另一种是光子在镜面上反射时产生的随机波动，进而导致镜子位置的随机变化[6]。有趣的是，这两种噪声必须源自光子在LIGO两条臂中行为的差异（否则，噪声会相互抵消，探测器就无法探测到）。我们无法理解是什么导致光子行为差异，直到凯夫斯找到了答案[7]。
凯夫斯意识到，这两种噪声的源头是一个叫做真空波动的现象（见图2），它是电磁场的固有波动，即在其他所有因素被移除后依然存在的波动，也就是“真空”中存在的波动。最终证明，产生噪声的真空波动是从光子探测器“反向”进入LIGO的干涉臂，它们在两个干涉臂的激光光束上产生相反的叠加：当它们使一个干涉臂的光强度上升时，另一个则下降。这就是LIGO中奇异量子噪声的根源。为了减少这种量子噪声，凯夫斯提出了一种复杂的技术——“压缩真空”[7]，这一方法如今已成为量子精密测量技术的基石，并在LIGO中发挥着重要作用[8]。

引力波探测器的未来计划

LIGO的研究工作中，我们需要不断解决各种挑战。随着工作不断推进，我们要进行大量的学习，同时我们也在不断改进探测器。
最初的LIGO探测器在2010年达到了性能的巅峰——足以观测到大约5000万光年外的中子星螺旋式合并，但我们仍然没有看到任何引力波的迹象。2008年，我们开始着手开发下一代LIGO探测器——先进LIGO的开发。一个重要的改进是，我们改变了镜子的悬挂方式，旨在减少地球振动对探测器的干扰，同时降低电线本身的热噪声（见图3A）。我们还采用了更加优质的镜面涂层，减少了热噪声的同时还提高了反射率。这些改进与其他技术革新一起，显著降低了噪声。
到2015年9月，先进的探测器能够比初始探测器看到的距离远5倍（因此观察到的宇宙体积比2010年扩大了53=125倍）。这足以促成我们首次发现神奇的引力波。随着进一步的改进，特别是凯夫斯基于压缩的量子精密测量技术的应用，LIGO的探测能力从2015年大约每6周观测到一次黑洞碰撞，提升到了2023年约每3天一次。我预计到了2020年代末，我们将能够每天捕捉到几次黑洞碰撞。相较于2015年的水平，探测能力会提升约100倍！
▲图3 - 先进LIGO和其他探测器 (A) (i) 在初始的LIGO系统中，镜子悬挂在钢丝上，作为单一的摆。    (ii) 在先进LIGO中，镜子悬挂在与四个不同摆连接的硅光纤上。这显著减少了来自地球振动的噪声。 (B) 名为KAGRA的类似的探测器于2023年5月在日本开始运行。KAGRA位于地下200米处，镜子被冷却到-250°C以减少热噪声。 (C) LISA是欧洲空间局计划的未来空间探测器，预计将在2030年代末投入使用。
另一个名为LIGO印度的LIGO项目于2016年获得批准，预计将在2030年全面投入使用。这个位于印度的第三个LIGO站点，将提高我们确定引力波来源位置的能力。通过分析各个探测器（美国和印度的三个LIGO站点、意大利的Virgo站点和日本的KAGRA站点）之间波到达的时间差，我们将能推断出引力波的来源位置。
VIRGO探测器于2003年建成，并于2017年开始进行观测。在2017年8月，VIRGO与LIGO一起首次发现了中子星碰撞。位于日本的KAGRA（见图3B）自2010年开始建设，设在地下，并将镜子冷却至-250°C以减少热噪声。KAGRA于2023年5月25日实现了首次成功观测。LIGO、VIRGO和KAGRA的干涉臂均长度均为3或4公里，能够探测到相似频率范围内的引力波，大约在10–1,000赫兹（Hz）之间。目前，科学界还有计划建设两座更大的地面引力波探测器，预计它们能够探测到比LIGO、VIRGO和KAGRA更微弱的引力波。这些项目分别是爱因斯坦望远镜（Einstein Telescope）（将在欧洲建设，臂长10公里）和宇宙探测器（Cosmic Explorer）（将在北美建设，臂长40公里）。预计这两个探测器将于2030年代末投入使用。
另一种类型的引力波探测器计划于2030年代末在太空中投入使用。这个项目名为LISA，将由欧洲空间局负责建造和运营（见图3C）。LISA计划建造极长，250万公里的干涉臂！这一特点以及其远离地球噪声的优势，将使其能够探测到更低频率的引力波，范围大约在0.1 mHz至1 Hz之间（1 mHz是1000分之一Hz）。中国也规划了两个类似LISA的空间项目，名为天琴和太极，预计将在2030年代投入使用。

通过引力波探索宇宙奥秘

引力波最令人振奋的地方在于，它们能揭示时空的本质、黑洞的特性与行为，以及那些完全或部分由扭曲时空构成的现象（即“我们宇宙的扭曲面”），甚至是宇宙起源。就我个人而言，最引人入胜的问题之一是：我们宇宙大爆炸的细节究竟如何？以及那些主宰大爆炸的、尚未被完全理解的量子引力法则，究竟是怎样的存在？

量子物理学告诉我们，某些引力波，至少是引力真空波动——来自大爆炸，并携带了关于大爆炸细节的信息。我们很确定，这些原始波动（或波动）在宇宙早期的极速“膨胀”阶段中被大幅放大，产生了足够强的引力波，预计将在未来几十年内通过两种不同类型的方法捕捉到：LISA的后续版本，和宇宙微波的偏振。而这些观测将为揭示大爆炸的细节和量子引力法则发挥重要作用——尽管可能要等到21世纪中叶才能实现。这或许会开启一场我们对宇宙理解的新革命。

最后，我想分享一条我小时候得到的宝贵建议。四岁时，我的祖父告诉我，如果我长大后从事的工作能像玩耍一样，我可能会获得很大成功。如果工作像玩一样，我将全心投入，而这种乐在其中的努力，会带来丰厚的回报。我听从了他的建议，选择了物理学作为我的职业。对我而言，物理学就像玩耍，我从中获得了无尽的乐趣，也取得了一些成就。所以，我想给你们的建议是：尽量找到一份对你有意义、你又热爱的职业。这份热爱将赋予你无穷的力量投入到工作中，最终收获真正的成功。

术语表

噪声（Noise）: 由探测器中各种元件的波动引起的测量误差，如镜面涂层、悬挂镜子的电线以及探测器光束中的光子。

热噪声（Thermal Noise）: 由热引起的物质波动（微小运动）。

量子噪声（Quantum Noise）: 源于量子理论对一切事物强加的随机、不可消除的波动所导致的噪声。

黑洞（Black Hole）:  一种由扭曲的时空构成的天体，其引力强大到任何落入其表面（视界）的物体都无法逃脱。

参考文献

[1]  Weber, J. 1969. Evidence for discovery of gravitational radiation. Phys. Rev. Lett. 22:1320. doi: 10.1103/PhysRevLett.22.1320

[2]  Press, W. H., and Thorne, K. S. 1972. Gravitational-wave astronomy. Ann. Rev. Astron. Astrophys. 10:335–74. doi: 10.1146/annurev.aa.10.090172.002003

[3]  Weiss, R. 1972. Electronically Coupled Broadband Gravitational Antenna. Quarterly Progress Report of the Research Laboratory of Electronics, Massachusetts Institute of Technology, No. 105, 54.

[4]  Abbott, B. P., Abbott, R., Abbott, T. D., Abernathy, M. R., Acernese, F., Ackley, K., et al. 2016. GW150914: the advanced LIGO detectors in the era of first discoveries. Phys. Rev. Lett. 116:131103. doi: 10.1103/PhysRevLett.116.131103

[5]  Levin, Y. 1998. Internal thermal noise in the LIGO test masses: a direct approach. Phys. Rev. D 57, 659. doi: 10.1103/PhysRevD.57.659

[6] Thorne, K. S. 2018. Nobel lecture: LIGO and gravitational waves III. Rev. Mod. Phys. 90:040503. doi: 10.1103/RevModPhys.90.040503

[7] Caves, C. M. 1981. Quantum-mechanical noise in an interferometer. Phys. Rev. D 23:1693. doi: 10.1103/PhysRevD.23.1693

[8]  Ganapathy, D., Jia, W., Nakano, M., Xu, V., Aritomi, N., Cullen, T., et al. (LIGO O4 Detector Collaboration) 2023. Broadband quantum enhancement of the LIGO detectors with frequency-dependent squeezing. Phys. Rev. X 13:041021. doi: 10.1103/PhysRevX.13.041021

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