挖掘引力波的化石，能找到被埋藏在黑暗中的宇宙真相嗎？

近年來黑洞、引力波當(dāng)屬前沿?zé)狳c研究?？墒侨藗兒苋菀装l(fā)現(xiàn)，目前探測到的引力波信號總是來源于雙黑洞合并或中子星合并這類極端的天體事件，并未探測到更為常見的雙星運(yùn)動所輻射出的引力波；而更吸引科學(xué)家的，甚至可以解釋宇宙起源問題的原初引力波也不見蹤影，主要原因就在于觀測能力的限制。但這沒有阻礙科學(xué)家的腳步，上天入地，多個引力波探測項目已經(jīng)起航?；蛟S不久的將來，我們就能了解更多的宇宙信息，甚至拿下物理學(xué)圣杯——量子引力。

撰文 | 董唯元

2015年9月，人類首次捕捉到了引力波，LIGO這種巨型干涉儀也隨之名聲大噪。經(jīng)過近幾年的發(fā)展，如今這種臂展數(shù)公里，精度達(dá)到千分之一質(zhì)子半徑的工程奇跡，已經(jīng)在全球鋪展成LIGO-Virgo網(wǎng)絡(luò)。美國境內(nèi)的LIGO Hanford和LIGO Livingston，意大利境內(nèi)的Virgo、德國境內(nèi)的GEO600，這幾處站點目前均已完成建設(shè)并已互聯(lián)組網(wǎng)。未來LIGO-Virgo網(wǎng)絡(luò)還將納入日本境內(nèi)正在建設(shè)的KAGRA，以及印度境內(nèi)將規(guī)劃建設(shè)的LIGO India。

全球引力波探測站點丨圖源：LIGO-Virgo

這些探測裝置之所以如此龐大，完全是因為引力波的頻率太低、波長太長。就以編號為GW150914的首個實測引力波為例，它的頻率只有約150Hz左右，其傳播速度是光速，即30萬公里/秒，所以波長足有2000公里，相當(dāng)于地球半徑的三分之一。

即使擁有數(shù)公里的臂展，LIGO這類建造在陸地上的干涉儀也只能探測引力波中頻率最高，波長最短的那些部分。這也是為什么如今我們但凡聽到引力波，幾乎必然聯(lián)系到黑洞合并或者黑洞吞噬中子星這種較為極端的情況。因為只有這類極端事件，才能在短時間內(nèi)釋放出巨大能量，從而產(chǎn)生出如此高頻的引力波。

產(chǎn)生GW150914的那次黑洞合并過程中，其瞬間達(dá)到的輻射功率峰值，是可觀測宇宙中所有發(fā)光物質(zhì)輻射功率總和的十倍。即使如此，當(dāng)它跨越13億光年的距離，在2015年掠過地球的時候，只有臂展4公里的LIGO Livingston和LIGO hanford成功探測到了信號，而臂展只有0.6公里的GEO600卻未能發(fā)現(xiàn)。

位于美國的LIGO Livingston，單側(cè)臂長4公里丨圖源：Caltech/MIT/LIGO Lab

然而宇宙中這類高能極端事件并不常見，2019年4月至10月LIGO-Virgo火力全開的半年里，一共也只探測到39次，平均大約每兩周3次。其中編號為GW190521的引力波，因發(fā)現(xiàn)了處于“質(zhì)量禁區(qū)”的黑洞而使LIGO-Virgo再一次成為新聞焦點。（參見 《LIGO-Virgo發(fā)現(xiàn)所謂‘不可能’黑洞，黑洞質(zhì)量禁區(qū)真的存在嗎？》）

LIGO-Virgo的可感頻率范圍大約在10-1000Hz，這一范圍之外還存在著大量頻率更低的引力波。比如宇宙中隨處可見的雙星系統(tǒng)，當(dāng)他們相互繞行時，就會向外持續(xù)輻射引力波。只不過那些引力波的頻率都在10Hz以下，波長起碼有幾萬公里，有些低頻引力波的波長甚至可以達(dá)到光年量級，以LIGO的臂展長度很難探測到。

既然地面上的干涉儀尺寸不夠，最容易想到的一個辦法就是在太空中架設(shè)超大型干涉儀。歐洲空間局的LISA計劃正是基于這樣的思路，該計劃是在太空中架起一個三角形的干涉儀。與LIGO這樣的地基干涉儀相比，LISA計劃的天基干涉儀工作原理并無二致，主要區(qū)別就是尺度要大得多。

LISA計劃示意圖丨圖源：維基百科

LISA計劃發(fā)射三顆人造衛(wèi)星，其實應(yīng)該說是“人造行星”，因為這三個設(shè)備并不是繞地球運(yùn)動，而是跟隨地球一起繞太陽運(yùn)動。起初的規(guī)劃中，三個設(shè)備相互距離500萬公里，后來縮小為250萬公里。即便如此，這個距離仍是地月距離的6.6倍，激光從一個設(shè)備走到另一個的時間超過8秒。

這個巨大的天基干涉儀預(yù)計將在2034年開始工作，可以探測10^（-1）-10^（-6）Hz頻率范圍內(nèi)的引力波。在這個頻段，就可以對一些宇宙中大質(zhì)量雙星系統(tǒng)的日常行為進(jìn)行持續(xù)“跟蹤”，而不再像LIGO那樣只守株待兔地等著宇宙中偶發(fā)的大型碰撞事故。

天基干涉儀探測引力波的原理示意圖丨圖源：維基百科

對于頻率更低的引力波，以目前的技術(shù)手段，很難再用簡單放大干涉儀尺寸的方式進(jìn)行探測。除非我們有能力架起比太陽系的柯伊伯帶更大的干涉儀，否則想探測那些波長在光年量級的引力波，就得另辟蹊徑。

不過這難不倒機(jī)智的科學(xué)家們，他們居然在宇宙中找到了一種天然工具，可以用來探測頻率在10^（-6）-10^（-9）Hz范圍內(nèi)的引力波。這種天然工具就是那些宇宙中自轉(zhuǎn)周期在毫秒量級的脈沖星，而利用這些脈沖星進(jìn)行探測的方式就是PTA（Pulsar Timing Array，脈沖星計時陣列）。

脈沖星計時陣列工作原理丨圖源：Astrobites

那些由高速自轉(zhuǎn)的脈沖星所發(fā)出的電磁波，像燈塔的燈光一樣以固定的頻率掃過地球，在地球上觀察到的脈沖周期相當(dāng)穩(wěn)定。然而當(dāng)有引力波經(jīng)過時，電磁波的路徑行程會受到影響，所以在地球上觀察到的脈沖周期也就會出現(xiàn)細(xì)微變化，而且這種變化本身具有一定周期性。

比如，當(dāng)我們察覺到一顆原本周期為5毫秒的脈沖星，在2010年的脈沖周期最小，比正常值降低了20納秒；而在2020年的脈沖周期又達(dá)到最大，比正常值升高了20納秒，那么我們就可以推測出，在脈沖信號的路徑上，掠過了頻率為10^（-9）Hz（10年震動一次）的引力波。

當(dāng)然如果我們只盯住一顆脈沖星測量的話，即使探測到這種變化，也無從知曉引力波來自哪里又去向何方，所以需要在不同方位同時觀測多顆脈沖星，才有可能分析出這種低頻引力波的大致傳播樣貌。

最早的PTA數(shù)據(jù)采集已經(jīng)于2005開始，當(dāng)時只有位于澳大利亞新南威爾士的Parkes射電望遠(yuǎn)鏡跟蹤觀測，后來歐洲和北美也都陸續(xù)開始了PTA觀測和數(shù)據(jù)收集。不過由于PTA需要在數(shù)十年的時間跨度內(nèi)進(jìn)行數(shù)據(jù)分析比較，目前還尚未有較為明確直接的引力波記錄公布。

引力波波譜及其探測手段丨圖源：Caltech

無論每秒振動上百次的高頻引力波，還是若干年才震動一次的低頻引力波，都還是引力波“活體”。而在宇宙微波背景輻射中，還凍結(jié)著一種幾乎完全不振動的特殊引力波?；蛘哒f這種引力波的波長達(dá)到了可觀宇宙的尺度，其振動周期與宇宙的年齡在同一量級。這些引力波是宇宙剛誕生時由暴脹過程所產(chǎn)生的一種充滿空間的引力波，所以被稱為“原初引力波”。

根據(jù)暴脹理論，宇宙創(chuàng)生之后從10^（-36）秒到10^（-32）秒這段時間曾經(jīng)歷過極快速的暴脹期，正是這個暴脹過程從理論上漂亮的解釋了宇宙學(xué)的很多疑難問題，已是今天宇宙學(xué)框架中不可或缺的頂梁柱，但模型理論本身卻依然面臨諸多挑戰(zhàn)。由于尚未找到“宇宙為什么會暴脹”的合理答案，學(xué)界對這個模型一直存在爭議。如果能夠通過觀測發(fā)現(xiàn)“原初引力波”，相當(dāng)于找到了暴脹過程確曾存在的鐵證，對宇宙暴脹之謎的破解無疑將有極為重要幫助。

探測原初引力波的原理和方式，與LIGO、LISA或PTA有根本性的不同。由于暴脹過程中，整個時空都以超光速拉伸，引力波作為時空本身的漣漪，傳播速度僅為光速，所以原初引力波實際上無法暢快的四處傳播，而是被牢牢地封印在宇宙的時空背景之中。如果說LIGO、LISA和PTA所探測的是活體的引力波，那么探尋原初引力波的工作則更像挖掘古老引力波的化石。

2018年由普朗克衛(wèi)星所拍攝的宇宙微波背景輻射偏振分布情況，黑色短線方向代表偏振方向，長度代表偏振幅度，背景顏色代表溫度分布丨圖源：ESA

那些原初引力波的化石就隱藏在遍布宇宙各處的2.7K微波背景輻射之中，更確切地說，是蘊(yùn)含在背景輻射的偏振譜中。然而從復(fù)雜的偏振譜中，準(zhǔn)確找出歸屬“原初引力波”的貢獻(xiàn)成分并非易事。在美國阿蒙森-斯科特南極站（Amundsen–Scott）的 BICEP小組（Background Imaging of Cosmic Extragalactic Polarization，宇宙泛星系偏振背景成像），就是專門從事原初引力波的探測。

宇宙微波背景輻射中的偏振譜包含“E-模式”和“B-模式”兩大部分，這里的E和B是借用電磁場中的電場強(qiáng)度E和磁場強(qiáng)度B來比喻，前者代表無旋度場，后者代表無散度場。

其中“E-模式”強(qiáng)度較大，相對容易探測，早在2002年就已經(jīng)被美國國家科學(xué)基金在南極設(shè)立的觀測站DASI成功探測到?？上А癊-模式”偏振并不能證明原初引力波的存在，那些只是早期宇宙等離子濃湯中發(fā)生湯姆遜散射的自然結(jié)果。

另一方面，“B-模式”成分也不能直接斷定原初引力波的存在，因為在引力透鏡作用下，“E-模式”也可以變形成“B-模式”。2014年3月，美國阿蒙森-斯科特南極站的BICEP二代望遠(yuǎn)鏡曾宣稱找到了歸屬原初引力波的“B-模式”偏振譜。不過很快就有研究者對數(shù)據(jù)結(jié)果提出質(zhì)疑，半年后，ESA的普朗克衛(wèi)星收集了足夠數(shù)據(jù)，證明這些“B-模式”成分都是由銀河系內(nèi)的塵埃造成的假象。

此后BICEP項目組對數(shù)據(jù)結(jié)論更為謹(jǐn)慎，設(shè)備也屢次更新升級。2020年10月底，這個項目組的成員克服了疫情困難，又完成了觀測設(shè)備的最新一次升級。

位于南極的BICEP觀測站丨圖源：維基百科

我國的原初引力波探測工作由中國科學(xué)院高能物理研究所主導(dǎo)，于2016年啟動，計劃在青藏高原建設(shè)世界上海拔最高的觀測站。由于選址在海拔5250米的西藏阿里地區(qū)，所以這個計劃被命名為“阿里計劃”，基座部分已經(jīng)在2019年完成。

2019年建成的阿里原初引力波觀測站基座部分丨圖源：中科院高能所

對原初引力波的研究，其意義遠(yuǎn)不止于驗證暴脹理論模型是否正確，更是幫助我們認(rèn)識極早期宇宙的關(guān)鍵信息來源。在宇宙大爆炸過程中，原初引力波的產(chǎn)生幾乎早于其他任何能量形式，早在電弱作用融合一體、物質(zhì)與輻射尚未分離的時候就已經(jīng)存在。所以原初引力波當(dāng)屬這個宇宙里閱歷最豐富，見識最廣博的角色，那些早期的經(jīng)歷都已被原初引力波小心地記錄下來。

在起初數(shù)萬年密不透光的“宇宙黑暗時期”，全宇宙的樣貌數(shù)次巨變。等到“黑暗時期”結(jié)束，第一縷光可以從容射向遠(yuǎn)方，我們從微波背景輻射中所能夠看到的，只是宇宙38萬歲的樣子。幸好原初引力波在這張照片中悄悄留下了自10^（-32）秒甚至更早時間開始，直至宇宙38萬歲的所有印記，才使我們有機(jī)會借機(jī)認(rèn)識更早期那些被埋藏在黑暗中的真相。

宇宙暴脹過程產(chǎn)生的引力波使微波背景輻射帶有偏振特性丨圖源：維基百科

如果有朝一日能夠解讀其中奧秘，不僅可以幫助我們認(rèn)識宇宙的產(chǎn)生和演化機(jī)制，而且鑒于早期宇宙的極端條件環(huán)境，原初引力波更能直接引領(lǐng)我們深入認(rèn)識對稱性破缺、希格斯機(jī)制等基礎(chǔ)物理問題，乃至指引物理學(xué)的最高圣杯——量子引力的可能方向。