剛開始從事科研時，我便被引力波深深吸引——它們是時空中的“漣漪”，以光速傳播。最初，我的興趣僅限于理解這一概念，但當我意識到引力波竟然真可能被探測到時，我的好奇心更加強烈了。我決定投身于引力波探測器的設計與建設，并在接下來的幾十年里為此努力，直到2015年，終于首次成功探測到引力波。

本文我將給大家介紹引力波探測器LIGO的誕生歷程，講述我和我的學生如何改進它，以及LIGO與其他引力波探測器為何可能在未來徹底顛覆我們對宇宙的認知。

本文作者基普·斯蒂芬·索恩 （Kip Stephen Thorne）教授，與雷納·韋斯 （Rainer Weiss）和巴里·巴里什 （Barry Barish）教授，因對LIGO探測器的決定性貢獻以及引力波的觀測，共同榮獲2017年諾貝爾物理學獎。

IGO的誕生與發展

引力波是空間和時間結構上的“擾動” （見圖1）。當宇宙中發生極端的天文事件，比如兩個黑洞碰撞時，它們會在空間中激起“漣漪”，這些波動會以光速傳播到宇宙的各個角落。

早在1960年代中期，我就開始研究引力波的理論及其來源。最初，我的目標是理解引力波是如何產生的，以及這一過程如何影響它們的源頭。1969年，我的一位同事約瑟夫·韋伯 （Joseph Weber）宣布他可能探測到了引力波 [1]。盡管幾年后明確了韋伯并沒有真正探測到引力波，我卻陷入了思考：是否有一種方法可以探測到這些波，而且成功的幾率很高？如果我們成功了，又能從中獲得什么新的宇宙信息呢？

▲圖1 - 引力波。這是一幅藝術化展示圖，展示了引力波圍繞著兩個巨大的、運動的物體（例如黑洞）如同“漣漪”般在太空中傳播。

讓我最興奮的是有機會創建一個全新的科學領域——引力波天文學，它將成為未來幾十年，甚至幾個世紀里探索宇宙的強大工具。我意識到，引力波天文學將為我們打開一扇觀察宇宙的全新“窗戶”， 通過它，我們或許能夠徹底改變對宇宙運行方式的認知。引力波探測的技術的掌握，讓我們得以研究許多過去無法觸及，或無法充分探索的現象，包括黑洞、超新星的特性，甚至宇宙的起源。

1972年，我的另一位同事雷納·韋斯 （Rainer Weiss）提出了一種基于激光測量的新方法來探測引力波 [3]。起初我對此抱懷疑態度，但經過三年的討論和研究，我逐漸確信這項技術是可行的；于是，我決定，作為一名理論物理學家，我余下的職業生涯獻給協助韋斯和他的實驗物理學家同事們，共同取得成功。憑借我們對引力波預期屬性的了解，我們估計大約20年后，我們就能填補科技和科學的空白，成功地建立一種有效的探測技術。然而，我們最終用40年時間，才建立了激光干涉引力波天文臺 （LIGO），并在2015年首次探測到了引力波——但這一切努力都是值得的。

對LIGO的貢獻

LIGO探測器使用一束激光光束，通過一個叫做“分光器”的裝置， （見圖2）。分光器將光束分成兩條垂直的路徑，稱為探測器的“干涉臂”，這些干涉臂內都安置有鏡子，光束會在鏡子之間來回反射很多次。兩個干涉臂的光束分別通過輸入鏡，然后在分光器處發生干涉，產生的輸出光信號由光子探測器接收。LIGO的工作原理是，當引力波經過探測器時，波會交替地壓縮一個臂，拉長另一個臂，導致輸出光束的強度上下波動。

為了測量引力波，我們必須能夠探測到探測器干涉臂上極其微小的長度變化。實際上，就算是LIGO探測到的最強引力波，我們需要測量的變化也只有臂長本身的10 21分之一。LIGO的干涉臂的長度為4公里，因此我們必須要能探測到大約4 × 10 -18米的變化——相當于比原子核小1000倍的尺寸！

▲圖2 - LIGO干涉儀中的真空波動

當我和我的學生們一起研究LIGO時，我們發現了一些影響探測器測量的噪聲源。其中一個噪聲源是由我的學生卡爾頓·凱夫斯 （Carlton Caves）發現的，即我們稱之為真空波動的電磁場波動。你可以把它看作是進入探測器的“反向”干擾，疊加在探測器兩個干涉臂中的激光光束上，導致一個臂的光束強度上升，另一個下降，反之亦然。

我和我的學生們關于LIGO探測器的一項重要工作是預測并解決當前以及未來可能出現的探測靈敏度問題。我們主要想理解噪聲 （主要由探測器中不同元件的非預期運動引起的誤差），并找到盡可能減少噪聲的方法。一個嚴重的噪聲源是我們在鏡子上使用的涂層 （圖2中的彩色矩形）——一直被LIGO的科學家們忽略，直到我的學生尤里·列文 （Yuri Levin）發現了這個問題。當光反射到普通鏡子上時，一部分光會被反射，另一部分光會穿透鏡子。為了讓LIGO的鏡子反射光量達到最大，從而確保光子探測器能夠接收到最強的信號，實驗人員在鏡子上交替涂覆了兩種截然不同的介電材料薄層；每層的厚度必須是激光光波長的1/4。為了使LIGO的測量盡可能精確，我們希望每個臂中的光束能來回反射，且反射時間接近我們希望探測到的最長周期引力波的半個周期，這意味著需要幾百次反射。為了實現幾百次反射，我們使用了十幾層涂層。

我的學生尤里·列文發現，在常溫下，鏡面涂層的振動會引發嚴重的熱噪聲——這一發現令實驗團隊大為震驚。盡管這些涂層振動的幅度看似微乎其微——大約為10 -15米——但考慮到我們希望測量的鏡子位置變化僅為10 -18米，這些振動的影響卻不容忽視。列文首先發明了一種巧妙的全新方法，測算了探測器各部分所產生的熱噪聲 [5] （包括鏡面涂層、懸掛鏡子的電線以及鏡子本身的熔融石英材料等），從而揭示了涂層熱噪聲的嚴重性。列文的研究為其他科學家著手解決熱噪聲的其他來源鋪平了道路——其中一些噪聲，如鏡面涂層噪聲，LIGO的科學家此前完全沒有意識到。

我的另一位理論物理學學生，卡爾頓·凱夫斯，徹底改變了我們對LIGO探測器中量子噪聲的理解。量子噪聲源自隨機波動，這是我們宇宙中無處不在且無法消除的根本特征。在凱夫斯之前，LIGO中已知有兩種量子噪聲：一種是光束中光子到達光子探測器時的隨機波動；另一種是光子在鏡面上反射時產生的隨機波動，進而導致鏡子位置的隨機變化 [6]。有趣的是，這兩種噪聲必須源自光子在LIGO兩條臂中行為的差異 （否則，噪聲會相互抵消，探測器就無法探測到）。我們無法理解是什么導致光子行為差異，直到凱夫斯找到了答案 [7]。

凱夫斯意識到，這兩種噪聲的源頭是一個叫做真空波動的現象 （見圖2），它是電磁場的固有波動，即在其他所有因素被移除后依然存在的波動，也就是“真空”中存在的波動。最終證明，產生噪聲的真空波動是從光子探測器“反向”進入LIGO的干涉臂，它們在兩個干涉臂的激光光束上產生相反的疊加：當它們使一個干涉臂的光強度上升時，另一個則下降。這就是LIGO中奇異量子噪聲的根源。為了減少這種量子噪聲，凱夫斯提出了一種復雜的技術——“壓縮真空” [7]，這一方法如今已成為量子精密測量技術的基石，并在LIGO中發揮著重要作用 [8]。

引力波探測器的未來計劃

LIGO的研究工作中，我們需要不斷解決各種挑戰。隨著工作不斷推進，我們要進行大量的學習，同時我們也在不斷改進探測器。

最初的LIGO探測器在2010年達到了性能的巔峰——足以觀測到大約5000萬光年外的中子星螺旋式合并，但我們仍然沒有看到任何引力波的跡象。2008年，我們開始著手開發下一代LIGO探測器——先進LIGO的開發。一個重要的改進是，我們改變了鏡子的懸掛方式，旨在減少地球振動對探測器的干擾，同時降低電線本身的熱噪聲 （見圖3A）。我們還采用了更加優質的鏡面涂層，減少了熱噪聲的同時還提高了反射率。這些改進與其他技術革新一起，顯著降低了噪聲。

到2015年9月，先進的探測器能夠比初始探測器看到的距離遠5倍 （因此觀察到的宇宙體積比2010年擴大了53=125倍）。這足以促成我們首次發現神奇的引力波。隨著進一步的改進，特別是凱夫斯基于壓縮的量子精密測量技術的應用，LIGO的探測能力從2015年大約每6周觀測到一次黑洞碰撞，提升到了2023年約每3天一次。我預計到了2020年代末，我們將能夠每天捕捉到幾次黑洞碰撞。相較于2015年的水平，探測能力會提升約100倍！

▲圖3 - 先進LIGO和其他探測器
(A) (i) 在初始的LIGO系統中，鏡子懸掛在鋼絲上，作為單一的擺。
(ii) 在先進LIGO中，鏡子懸掛在與四個不同擺連接的硅光纖上。這顯著減少了來自地球振動的噪聲。
(B) 名為KAGRA的類似的探測器于2023年5月在日本開始運行。KAGRA位于地下200米處，鏡子被冷卻到-250°C以減少熱噪聲。
(C) LISA是歐洲空間局計劃的未來空間探測器，預計將在2030年代末投入使用。

另一個名為LIGO印度的LIGO項目于2016年獲得批準，預計將在2030年全面投入使用。這個位于印度的第三個LIGO站點，將提高我們確定引力波來源位置的能力。通過分析各個探測器 （美國和印度的三個LIGO站點、意大利的Virgo站點和日本的KAGRA站點）之間波到達的時間差，我們將能推斷出引力波的來源位置。

VIRGO探測器于2003年建成，并于2017年開始進行觀測。在2017年8月，VIRGO與LIGO一起首次發現了中子星碰撞。位于日本的KAGRA （見圖3B）自2010年開始建設，設在地下，并將鏡子冷卻至-250°C以減少熱噪聲。KAGRA于2023年5月25日實現了首次成功觀測。LIGO、VIRGO和KAGRA的干涉臂均長度均為3或4公里，能夠探測到相似頻率范圍內的引力波，大約在10–1,000赫茲 （Hz）之間。目前，科學界還有計劃建設兩座更大的地面引力波探測器，預計它們能夠探測到比LIGO、VIRGO和KAGRA更微弱的引力波。這些項目分別是愛因斯坦望遠鏡 （Einstein Telescope）（將在歐洲建設，臂長10公里）和宇宙探測器 （Cosmic Explorer）（將在北美建設，臂長40公里）。預計這兩個探測器將于2030年代末投入使用。

另一種類型的引力波探測器計劃于2030年代末在太空中投入使用。這個項目名為LISA，將由歐洲空間局負責建造和運營 （見圖3C）。LISA計劃建造極長，250萬公里的干涉臂！這一特點以及其遠離地球噪聲的優勢，將使其能夠探測到更低頻率的引力波，范圍大約在0.1 mHz至1 Hz之間 （1 mHz是1000分之一Hz）。中國也規劃了兩個類似LISA的空間項目，名為天琴和太極，預計將在2030年代投入使用。

通過引力波探索宇宙奧秘

引力波最令人振奮的地方在于，它們能揭示時空的本質、黑洞的特性與行為，以及那些完全或部分由扭曲時空構成的現象（即“我們宇宙的扭曲面”），甚至是宇宙起源。就我個人而言，最引人入勝的問題之一是：我們宇宙大爆炸的細節究竟如何？以及那些主宰大爆炸的、尚未被完全理解的量子引力法則，究竟是怎樣的存在？

量子物理學告訴我們，某些引力波，至少是引力真空波動——來自大爆炸，并攜帶了關于大爆炸細節的信息。我們很確定，這些原始波動（或波動）在宇宙早期的極速“膨脹”階段中被大幅放大，產生了足夠強的引力波，預計將在未來幾十年內通過兩種不同類型的方法捕捉到：LISA的后續版本，和宇宙微波的偏振。而這些觀測將為揭示大爆炸的細節和量子引力法則發揮重要作用——盡管可能要等到21世紀中葉才能實現。這或許會開啟一場我們對宇宙理解的新革命。

最后，我想分享一條我小時候得到的寶貴建議。四歲時，我的祖父告訴我，如果我長大后從事的工作能像玩耍一樣，我可能會獲得很大成功。如果工作像玩一樣，我將全心投入，而這種樂在其中的努力，會帶來豐厚的回報。我聽從了他的建議，選擇了物理學作為我的職業。對我而言，物理學就像玩耍，我從中獲得了無盡的樂趣，也取得了一些成就。所以，我想給你們的建議是：盡量找到一份對你有意義、你又熱愛的職業。這份熱愛將賦予你無窮的力量投入到工作中，最終收獲真正的成功。

術語表

噪聲（Noise）: 由探測器中各種元件的波動引起的測量誤差，如鏡面涂層、懸掛鏡子的電線以及探測器光束中的光子。

熱噪聲（Thermal Noise）: 由熱引起的物質波動（微小運動）。

量子噪聲（Quantum Noise）: 源于量子理論對一切事物強加的隨機、不可消除的波動所導致的噪聲。

黑洞（Black Hole）: 一種由扭曲的時空構成的天體，其引力強大到任何落入其表面（視界）的物體都無法逃脫。

參考文獻

[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