引力波天文学的引力波理论

最早的天体系统中的引力辐射效应解释是由加利福尼亚大学圣塔克鲁兹分校的约翰·福柯纳（John Faulkner）首先提出的]，他的模型是一个激变双星系统。这类系统一般都包含有新星，存在着白矮星从其伴星（在福柯纳的模型中是一颗红矮星）吸积物质的过程。与中子星的吸积过程中氢元素很快转变为重元素不同，白矮星吸积过程中的氢元素会不断积累最后导致链式核反应，从而形成系统对外可见的突发辐射，因此系统被命名为激变变星。
福柯纳计算了一个同时满足质量和角动量守恒的圆轨道激变变星模型。从简单的牛顿动力学就可以导出在吸积过程中，如果质量从较大质量恒星向较小质量恒星转移，系统的轨道会收缩，相反方向的转移则会造成轨道扩张。存在有白矮星吸积的变星系统中，随着质量向较小质量恒星的转移，两颗恒星的距离逐渐被拉近，其结果会进一步使吸积速率越来越快；直到两颗恒星质量通过吸积达到相等状态后，吸积过程成为了较小质量恒星向新的大质量恒星的质量转移，这将导致系统的轨道扩张和两颗恒星距离拉开。在这种情形下，吸积的速率本该逐渐降低，但事实是观测到吸积的速率保持基本恒定的。福柯纳指出轨道运动辐射出的引力波会携带一部分角动量，从而使两颗恒星的距离保持接近的趋势，即轨道扩张和引力辐射两种效应整体上共同决定了吸积速率保持恒定。福柯纳运用四极矩公式计算了激变变星的引力辐射效应，其结果和实验观测相当符合。 第一架实际投入应用的引力波探测器是二十世纪六十年代美国马里兰大学的约瑟夫·韦伯（Joseph Weber）制造的铝质实心圆柱，通常称为共振质量探测器或棒状探测器。棒状探测器的灵敏度主要来源于圆柱体尖锐的共振频率，通常的频谱范围窄至一到几个赫兹。铝质圆柱体长约3米，其共振频率在500赫兹至1.5千赫兹的范围内，质量约为1000千克，用细丝悬挂起来。当引力波照射到圆柱上时圆柱会发生谐振，继而可以通过安装在圆柱周围的压电传感器检测到。除了受到来自外界地震、空气振动、温度和湿度变化、空气分子布朗运动等干扰之外，仪器本身还存在相当的热噪声、传感噪声和量子噪声。韦伯在相距1000公里的地方放置了两个相同的棒状探测器，只有两个探测器同时检测到的振动才被记录下来。1968年，韦伯宣称他的探测器得到了可靠的结果，立刻引起轰动，但是后来的重复实验都得到了零结果。此后意大利、澳大利亚、美国的科学家相继建造了类似的铝质圆柱形探测器，有的采取了更复杂的减震、低温、真空等措施排除干扰，但是都没有得到令人信服的证据。
二十世纪七十年代后，基于激光干涉的引力波探测器开始兴起。这种应用激光干涉的构想仍然来自韦伯，但六十年代的技术无法使之付诸实践。随着激光和镜面工艺的进步，二十世纪八十年代初最初的三台激光干涉引力波探测器原型分别在格拉斯哥、慕尼黑附近以及麻省理工学院投入运行，随后第四台探测器出现在加州理工学院，这些探测器都属于第一代干涉探测器。但在当时新的棒状探测器仍在不断地制造，并且它们具有比新兴的激光干涉探测器更高的灵敏度。因此大尺度的激光干涉探测器被寄予希望成为新一代的探测器，主要包括美国的激光干涉引力波天文台（LIGO）、德国和英国合作的GEO600（臂长600米）、日本的TAMA300[43]（臂长300米）、法国和意大利合作的VIRGO[44]（臂长3000米）、以及日本计划中的LCGT[45]（臂长3000米）、澳大利亚计划中的AIGO[46]等；还有美国和欧洲合作计划中的空间激光干涉探测器激光干涉空间天线（LISA），用来探测不可能被地面探测器探测到的低频引力波信号。 很多脉冲星，特别是年老的毫秒脉冲星，是非常精确的时钟，其随机的计时误差需要用最好的原子钟才能测量出。当有低频引力背景辐射扫过地球时，引起的时空扰动会引起地球上的时钟和遥远的脉冲星计时上的偏差。由于脉冲星发射信号的高度规律性，可以从观测到的单个脉冲星的计时误差导出随机背景引力波场中的误差上限。这里三项公式化简为两项，因为信号只是从脉冲星向地球单向传播。不过，由于信号从脉冲星传至地球的时间间隔可以是上千年，这导致我们无法认为对于同一个信号而言公式中的两项仍然是相关的。这种观测手段已经被用来确定低频随机引力波场的能量密度上限。