引力波望遠鏡

LIGO 使用的干涉儀是邁克耳孫干涉儀，其應用激光光束來測量兩條相互垂直的干涉臂的長度差變化。在通常情況下，不同長度的干涉臂會對同樣的引力波產(chǎn)生不同的響應，因此干涉儀很適于探測引力波。在每一種干涉儀里，通過激光光束來量度引力波所導致的變化，可以用數(shù)學公式來描述；換句話說，假設從激光器發(fā)射出的光束，在傳播距離L之后，被反射鏡反射回原點，其來回過程中若受到引力波影響，則行程所用時間將發(fā)生改變，這種時間變化可以用數(shù)學公式來坐定量描述。

更仔細地描述，假設一束引力波是振幅為h的平面波，其傳播方向與激光器的光束傳播方向的夾角為

伯納德·舒爾茨把這一公式稱作“三項公式”，其為分析所有干涉儀對信號響應的出發(fā)點。單徑系統(tǒng)也可以使用三項公式 ，但其靈敏度是被時鐘的穩(wěn)定性所限制。干涉儀的兩條干涉臂可以相互用來當做時鐘比較，因此，干涉儀是非常靈敏的光束探射器。

假設干涉臂長超小于引力波的波長，則干涉臂與引力波相互作用的關(guān)系可近似為

假設引力波傳播方向垂直于光束傳播方向，即兩者之間的夾角為{\displaystyle heta =\pi /2}，則三項公式變?yōu)?

注意到這導數(shù)只跟返回時的引力波振幅

因此，只要能夠量度返回電磁波的紅移，則可估算引力波振幅的改變。假設干涉臂長超小于引力波的波長，則干涉臂與引力波相互作用的近似關(guān)系式為

引力波對于干涉儀所產(chǎn)生的響應是這兩個關(guān)系式的差值：

LIGO的長度為4千米的干涉臂由振幅為10的引力波所引起的長度變化為：

引力波探測器共振質(zhì)量探測器

“共振質(zhì)量探測器”分為兩類：“棒狀探測器”與“球狀探測器”。棒狀探測器的靈敏度主要源自于圓柱體尖銳的共振頻率，其半峰全寬通常只有一到幾個赫茲。通常鋁質(zhì)圓柱體長約3米，共振頻率大約在500赫茲至1.5千赫茲之間，質(zhì)量約為1000千克，用細絲懸掛起來。當引力波照射到圓柱時，圓柱會發(fā)生諧振，繼而可以通過安裝在圓柱周圍的壓電傳感器檢測到。假設一個波幅為

共振質(zhì)量探測器主要會遭遇到三種噪聲:熱噪聲、傳感噪聲和量子噪聲。為了要測量到引力波的波幅，必須盡量削減這些噪聲。

原本的韋伯棒狀探測器的運作溫度為室溫。為了削減熱噪聲，當今，最先進的棒狀探測器之一AURIGA的運作溫度為0.1K。

引力波探測器激光干涉儀

當今最具規(guī)模的激光干涉引力波天文臺（LIGO）主要是由加州理工學院和麻省理工學院負責運行，它也是美國國家科學基金會資助的最大科研項目之一。LIGO在兩個站點建造有三臺探測器，在華盛頓州的漢福德（Hanford）建有雙臂長度分別為4千米和2千米的兩臺探測器（LIGO Hanford Observatory，簡稱LHO），而在路易斯安那州的利文斯頓建有一臺雙臂長度為4千米的探測器（LIGO Livingston Observatory，簡稱LLO），相距漢福德3002千米。LIGO采用了多種尖端科技。LIGO的防振系統(tǒng)能夠壓抑各種振動，真空系統(tǒng)是全世界最大與最純的系統(tǒng)之一，光學器件具備前所未有的精確度，能夠測量比質(zhì)子尺寸還小一千倍的位移，電算設施的高超功能足以處理龐大實驗數(shù)據(jù)。。2002年起，LIGO正式啟動數(shù)據(jù)采集工作，至2010年共執(zhí)行了六次科學探測工作之后計劃結(jié)束，最佳靈敏度已經(jīng)達到10的數(shù)量級。

2009至2010年，LIGO升級為Enhanced LIGO并進行了第六次科學探測，即S6。其激光功率從10瓦特提高到30瓦特以上，探測范圍可擴大8倍。在2010年與2015年之間，LIGO進行了名為“先進LIGO”（Advanced LIGO）的升級計劃，簡稱aLIGO。2015年，aLIGO正式投入使用，激光功率從初始版LIGO的10瓦特提升至200瓦特左右，探測頻帶下限從40Hz延伸到10Hz，靈敏度比初始版LIGO高出10倍，這意味著aLIGO能夠探測引力波的距離比先前高出10倍，探測范圍也擴大1000倍以上，能夠探測到的可能引力波波源比先前多出1000倍。

處女座干涉儀（VIRGO）位于意大利比薩附近，是一架雙臂長度為3千米的地面激光干涉儀，所在地點也叫做歐洲引力波天文臺（European Gravitational Observatory）。VIRGO自2007年起開始進行科學觀測，并且參與了S5的最后部分探測工作，VIRGO具有和LIGO相媲美的靈敏度。在進行了大約五年，2千4百萬歐元的升級之后的處女座干涉儀，稱為“先進VIRGO”，于2017年8月1日正式加入LIGO兩個探測器搜索引力波，這三個探測器共同運作應該能夠較為精確地給出引力波波源的位置。

日本計劃在2019年建成神岡引力波探測器（KAGRA），它的600米長的干涉臂被深埋在200米的巖石下，它的測試質(zhì)量也會被降溫至20K。物理學者認為，這兩個手段將能減低噪聲，因此提高靈敏度。

GEO600位于德國漢諾威，是雙臂長度為600米的探測器，其工作帶寬為50赫茲至1.5千赫茲。GEO600自2002年起開始科學探測。

在第一架望遠鏡被制造出來幾十年內(nèi)，用鏡子收集和聚焦光線的反射望遠鏡就被制造出來。在20世紀，許多新型式的望遠鏡被發(fā)明，包括1930年代的電波望遠鏡和1960年代的紅外線望遠鏡。望遠鏡這個名詞現(xiàn)在是泛指能夠偵測不同區(qū)域的電磁頻譜的各種儀器，在某些情況下還包括其他類型的探測儀器。

英文的“telescope”（來自希臘的τ?λε，tele"far"和σκοπε?ν，skopein"to look or see"；τηλεσκ?πο?，teleskopos"far-seeing"）。這個字是希臘數(shù)學家喬瓦尼·德米西亞尼在1611年于伽利略出席的意大利猞猁之眼國家科學院的一場餐會中，推銷他的儀器時提出的。在《星際信使》這本書中，伽利略使用的字是"perspicillum"。

繪圖望遠鏡簡史

主條目：望遠鏡史

關(guān)于望遠鏡，現(xiàn)存的最早紀錄是荷蘭米德爾堡的眼鏡制造商漢斯·利普西在1608年向政府提交專利的折射望遠鏡。實際的發(fā)明者是誰不能確定，它的發(fā)展要歸功于三個人：漢斯·利普西、米爾德堡的眼鏡制造商撒迦利亞·詹森（Zacharias Janssen）和阿爾克馬爾的雅各·梅提斯。望遠鏡被發(fā)明得消息很快就傳遍歐洲。伽利略在1609年6月聽到了，就在一個月內(nèi)做出自己的望遠鏡用來觀測天體。

在折射望遠鏡發(fā)明之后不久，將物鏡，也就是收集光的元件，用面鏡來取代透鏡的想法，就開始被研究。使用拋物面鏡的潛在優(yōu)點 －減少球面像差和無色差，導致許多種設計和制造反射望遠鏡的嘗試。在1668年，艾薩克·牛頓制造了第一架實用的反射望遠鏡，現(xiàn)在就以他的名字稱這種望遠鏡為牛頓反射鏡。

在1733年發(fā)明的消色差透鏡糾正了存在于單一透鏡的部分色差，并且使折射鏡的結(jié)構(gòu)變得較短，但功能更為強大。盡管反射望遠鏡不存在折射望遠鏡的色差問題，但是金屬鏡快速變得昏暗的銹蝕問題，使得反射鏡的發(fā)展在18世紀和19世紀初期受到很大的限制 －在1857年發(fā)展出在玻璃上鍍銀的技術(shù)，才解決了這個困境，進而在1932年發(fā)展出鍍鋁的技術(shù)。受限于材料，折射望遠鏡的極限大約是一米（40英寸），因此自20世紀以來的大型望遠鏡全部都是反射望遠鏡。目前，最大的反射望遠鏡已經(jīng)超過10米（33英尺），正在建造和設計的有30-40米。

20世紀也在更關(guān)廣的頻率，從電波到伽瑪射線都在發(fā)展。在1937年建造了第一架電波望遠鏡，自此之后，已經(jīng)開發(fā)出了各種巨大和復雜的天文儀器。

繪圖望遠鏡類型

望遠鏡這個名詞涵蓋了各種各樣的儀器。大多數(shù)是用來檢測電磁輻射，但對天文學家而言，主要的區(qū)別在收集的光（電磁輻射）波長不同。

望遠鏡可以依照它們所收集的波長來分類：

• X射線望遠鏡：使用在波長比紫外線更短的電磁波。

• 紫外線望遠鏡：使用于波長比可見光短的電磁波。

• 光學望遠鏡：使用在可見光的波長。

• 紅外線望遠鏡：使用在比可見光長的電磁波。

• 次毫米波望遠鏡：使用在比紅外線更長的電磁波。

• 非涅耳成像儀：一種光學透鏡技術(shù)。

• X射線光學：某些X射線波長的光學。

隨著波長的增加，可以更容易地使用天線技術(shù)進行電磁輻射的交互作用（雖然它可能需要制作很小的天線）。近紅外線可以像可見光一樣的處理，而在遠紅外線和次毫米波的范圍內(nèi)，望遠鏡的運作就像是一架電波望遠鏡。例如，觀測波長從3微米（0.003mm）到2000微米（2毫米）的詹姆士克拉克麥克斯威爾望遠鏡（JCMT），就使用鋁制的拋物面天線。另一方面，觀察從3μm（0.003毫米）到180微米（0.18 毫米） 的史匹哲太空望遠鏡就可以使用面鏡成像（反射光學）。同樣使用反射光學的，還有哈伯太空望遠鏡可以觀測0.2μm（0.0002 毫米）到1.7微米（0.0017 毫米），從紅外線到紫外線的第三代廣域照相機。