很難相信，但不到10年前，人類仍然不確定引力波是否真實。 當然，我們已經看到有證據表明，近距離軌道上的大質量物體正在表現出軌道衰變，但我們還沒有直接探測到它們輻射的能量：理論上是以引力波的形式。 2015年9月14日，先進的Ligo探測到來自兩個合併黑洞的第乙個引力波訊號。 從那時起，Ligo已經公升級為包括額外的引力波探測器，並見證了100多個合併和合併候選者，探測到質量高達太陽質量100倍的低質量中子星和黑洞。
然後，在去年，即 2023 年，一種探測引力波的新方法取得了首次成功。 通過使用一系列天然天文鐘（毫秒脈衝星），天文學家能夠發現宇宙低頻引力波背景的第乙個證據。 引力波天文學的最終目標是雄心勃勃的：對黑洞和中子星的數量進行完整的普查和了解，以及整個宇宙歷史中螺旋和合併事件的速率。 值得注意的是，有四個前沿正在被引力波的進步積極地推回。 以下是提高我們對宇宙的理解的東西。
三種不同的引力波方法，地基雷射干涉儀、天基雷射干涉儀和脈衝星定時陣列，都對不同類別的引力波訊號敏感。 雖然LIGO是第乙個在非常高頻率下探測引力波的合作，但nanogr**合作在非常低（納赫茲）的頻率下已經看到了強有力的證據。
1.最大的黑洞。
引力波最引人注目的方面之一是，只要你有引力波，它們就會產生：
乙個質量在加速運動中穿過乙個彎曲的空間區域，這是由另乙個質量的存在引起的。
這適用於幾乎所有的引力系統，從地月系統到我們的太陽系，再到銀河系中的恆星以及星系群或星系團中的所有星系。 然而，如果你想要最強的引力波訊號，你需要在軌道距離上尋找可能彼此最接近的最大質量。
這意味著表現出最大振幅的引力波將來自質量最大的軌道系統，其中兩個質量達到彼此最近的距離：來自雙超大質量或超大質量黑洞，特別是在它們的兩個事件視界相互接觸之前的那一刻。 整個宇宙中所有超大質量和超大質量黑洞的綜合效應是預期的，也是最有可能的罪魁禍首，脈衝星在背景中定時探測到引力波。 隨著逐步改進的進行，完全可以預期，第乙個單獨的系統——最接近軌道和最大規模的系統——將很快從這些資料中出現。
隨著精確觀測到的毫秒脈衝星數量和每顆脈衝星觀測時間的增加，NanoGR**合作所觀察到的訊雜比也隨之增加。 隨著這些數字的不斷上公升，我們很快就會越過重要的“**標準”，能夠描述我們宇宙的這種背景“嗡嗡聲”的本質。
如果你只有一顆毫秒脈衝星，你可以完美地測量它的時間，你將測量所有通過它的引力波的綜合效應，以一種規則和可接受的方式縮短和延長從脈衝星到我們望遠鏡的光的距離。 儘管單個脈衝星（以及監視它們的望遠鏡和陣列）具有固有的誤差和不確定性，但大型脈衝星陣列要好得多。 特別是如果你的系統在很長一段時間內相對穩定（對於最大的系統來說，這是預期的），這些引力波訊號將同時清洗你所有的脈衝星，讓你能夠挑選出乙個足夠強的訊號。
如果有兩個黑洞，每個黑洞的質量都在10億太陽質量或更多，在可觀測宇宙的幾乎任何地方都非常接近地相互繞行（它們可能會在未來幾百萬年內合併），脈衝星定時測量應該能夠在未來十年或二十年的某個時候挑選出這些單獨的物體。 這是乙個快速發展的領域，隨著現有設施和即將到來的新天文台的結合 - 例如擬議的N**LA（下一代超大陣列） - 這些超大質量黑洞雙星，應該導致整個宇宙中最大的黑洞，將很快被揭示。
這個動畫顯示了乙個質量較低的黑洞穿過乙個更大的超大質量黑洞周圍形成的吸積盤。 當乙個較小的黑洞穿過圓盤時，就會發生耀斑。 在足夠長的時間尺度上，這些黑洞將螺旋並合併，在此過程中產生巨大的引力波訊號。
2.超大質量黑洞和極端質量比合併。
雖然宇宙中的超大質量黑洞——所有黑洞中質量最大的黑洞，質量在數十億到數百億個太陽質量中——可能是最令人印象深刻的，但它們並不代表大多數超大質量黑洞。 在幾乎所有已知星系的中心，都有相對較小的超大質量黑洞：有數百萬、數千萬或數億個太陽質量，例如銀河系中心的黑洞、仙女座星系和大多數已知的大型星系。 然而，由於它們的質量較低，脈衝星可能距離它們的存在很敏感還有很長的路要走，即使它們與另乙個軌道黑洞伴星處於乙個雙星系統中。
同時，我們不能指望用地面探測器探測到這些物體，因為圍繞百萬太陽質量黑洞執行的物體會發出特徵週期約為100到1000秒的引力波，而Ligo和其他地面探測器只能探測到週期在毫秒到十分之一秒之間的引力波。 幸運的是，有一種解決方案不僅僅是理論上的，而且正在設計和建造，可以在短短幾年內飛行：一種天基引力波探測器，其雷射臂之間的距離很遠。 即將飛行的版本叫做Lisa：雷射干涉儀空間天線。
在太空中，三個等距探測器通過雷射臂連線，它們間隔距離的週期性變化可以揭示適當波長的引力波的通過。 LISA將是第乙個能夠探測超大質量黑洞和落入其中的物體的時空漣漪的人類探測器，從高質量的雙黑洞伴星到恆星質量黑洞等低質量物體，甚至中子星，也可能是白矮星。
當這三個太空飛行器在太空中飛行時，它們之間的距離會隨著時間的推移而變化，但引力波訊號會作為時空的漣漪疊加在它們身上。 質量比地面探測器大的黑洞是第一次敏感（可能高達幾百個太陽質量），但質量小於脈衝星對時間敏感的十億太陽質量（甚至更高），這些龐然大物將落入我們的範圍。 在數十億光年之外，麗莎將對以下事物敏感：
雙黑洞（質量相當），重量從大約10,000到數千萬太陽質量不等，質量比螺旋大，只有1-100太陽質量的物體落入典型的超大質量黑洞，ligo和其他地面探測器對黑洞的型別很敏感，除了在螺旋階段的早期階段， 允許我們**恆星質量雙黑洞合併發生（並且很可能在**）。
重要的是要記住，儘管Ligo已經探測到大量的黑洞，並且對更遠距離的黑洞和中子星越來越敏感，但它所見過的最大黑洞只有100個太陽質量。 在星系中心仍然有一組非常重要的黑洞，它們在很大程度上是由周圍物體發出的發光輻射間接探測到的。 在引力波中看到它們將，而且很可能會開啟一扇通往宇宙的全新視窗。
當光學干涉儀的兩個臂長度完全相等且沒有引力波通過時，訊號為零，干涉圖案恆定。 隨著臂長的變化，訊號是真實的和振盪的，並且干涉方向圖會隨著時間的推移而變化，以一種可以使用的方式。 這種技術用於直接揭示引力波的存在。 美國宇航局的太空廣場。
3.中等質量的黑洞和由超驗恆星產生的黑洞。
即使麗莎在太空中執行，而先進的Ligo（加上Virgo、Kagra和Ligo India）在地面上執行，地面探測器能看到的最高質量黑洞（上限約為200個太陽質量）與太空探測器能看到的最低質量黑洞之間仍然存在差距， 低至約10,000個太陽質量。
那麼這個中間範圍的恆星種群呢：即使是質量最大的恆星也可以產生，但數量相對較少？
有一種方法可以實現這一目標：建造乙個超先進的地面引力波探測器，其尺寸大約是目前存在的Ligo探測器的十倍。 請記住，當今的地面引力波探測器的工作原理是：
將光分開，沿著兩端都有鏡子的長而直的垂直臂射下，來回反射光約1000次，然後將光束重新組合在一起，並觀察它在干涉圖案中如何隨時間變化，因此，我們可以提取任何正確頻率的引力波訊號來改變干涉圖案。
這張照片拍攝於路易斯安那州的利戈·利文斯頓（Ligo Livingston），顯示了兩個垂直4公里臂之一的“向下”檢視，雷射通過該臂被多次反射並聚集在一起，形成對引力波的存在敏感的干涉圖案。 使用具有 10 倍臂長的探測器，我們對 10 倍長週期的需求很敏感，這使我們能夠填補 Ligo 和 Lisa 靈敏度之間的差距。 **e. siegel
Ligo有乙個4公里長的手臂，對引力波很敏感，週期約為1秒或更短。 但是，如果它有乙個40公里長的臂，它可以探測到需要更長時間才能產生的引力波：黑洞的事件視界更大，質量比當前一代引力波探測器所能看到的還要大。
當然，建造如此大型的引力波天文台還有很多挑戰。 您必須考慮：
事實上，手臂必須完全筆直，需要在地下建造隧道，或者在地面上建造大型支撐結構，考慮到地球的曲率，從字面上看，是土地數量的十倍，因為很難找到一塊合適的“L”形土地，在兩個垂直方向上可用 40 公里， 在21世紀嚴酷的政治氣候下，公共資助此類大型專案的意願不斷受到威脅，以及其他問題。但這些都不是基本的科學問題。 雷射器壓縮量子態的進步，當前引力波探測器本底雜訊的降低，以及處理大量資料和快速自動搜尋候選事件的進步，都有助於為下一代地面引力波探測器提供科學基礎。 如果我們建造它們，我們最終將能夠理解黑洞合併如何使它們從恆星質量增長到超大質量質量。
我們知道，當兩顆中子星合併時，正如這裡模擬的那樣，它們會產生伽馬射線暴的射流，以及其他電磁現象。 但也許，在某個質量閾值以上，形成了乙個黑洞，兩顆恆星在第二塊面板上碰撞，然後所有額外的物質和能量都獲得了，並且沒有逃逸訊號。 確定中子星和黑洞之間可以形成的質量邊界是現代引力波天文學的目標之一。
4.最輕的黑洞和所謂的“質量間隙”。
還有乙個非常大的問題仍然困擾著當今研究宇宙的最佳天體物理學家：當最重的中子星和最輕的黑洞之間的線在內時，這些物體是如何形成的？ 我們已經知道一些事情。
我們已經看到質量低至3個太陽質量的黑洞，以及重至2個太陽質量的中子星。
從觀測上講，我們知道，如果兩顆總質量足夠低的中子星合併在一起，它們將產生一顆中子星; 如果它們的總質量足夠高，它們就會產生乙個黑洞。
從有記錄以來最接近的引力波事件，即2017年的中子-中子星合併，只有1在3億光年處，我們可以相當肯定地看到中子星-中子星合併在幾分之一秒內短暫地變成中子星，然後坍縮成黑洞。
人們普遍認為，最重的中子星和最輕的黑洞都是由中子-中子星合併產生的，最近，脈衝星定時科學剛剛揭示了一顆特殊的脈衝星PSR J0514-4002E，它有乙個雙伴星，它是乙個質量為2的緻密天體09 到 2在71個太陽質量之間，使其成為已知最重的中子星或最輕的黑洞。
截至 2021 年 11 月（在 LIGO 第三次資料執行結束後，但在第四次資料執行開始之前）通過電磁波和引力波觀測到的所有黑洞和中子星的最新影象。 雖然這些範圍從太陽質量稍大的物體（對於最輕的中子星）到太陽質量稍大的物體，但引力波天文學目前只對合併黑洞的一組非常狹窄的物體敏感。 在 2022 年 11 月發現蓋亞 BH1 之前，最近的黑洞被發現為 X 射線雙星。 中子星和黑洞之間的質量“邊界”仍在確定中。
這很重要，因為黑洞在宇宙中產生的主要方式——來自大質量恆星核心的坍縮——努力產生質量小於 5 個太陽質量的黑洞。 最初，“2到5個太陽質量”的範圍被稱為質量差距，因為在很長一段時間內幾乎沒有發現任何質量差距。 然而，目前我們知道有超過2顆太陽質量的中子星，一旦你超過2顆7 或 2有8個太陽質量，一切都需要是乙個黑洞。 （據信，在高質量端，你可以有中子星或黑洞，這取決於物體的自旋。
探測這種狀態是令人著迷的，因為它可能是脈衝星定時和地面引力波探測器對同一類物體敏感的唯一情況。 如果你有一顆組合的中子星，它們可以產生中子星或黑洞，如果你有一顆脈衝中子星圍繞雙星伴星執行，那麼伴星可以：
是黑洞，還是中子星，還是一顆成熟的大質量恆星，它將到達生命的盡頭並死亡，成為黑洞或中子星。
目前尚不清楚哪種方法對於探測這個邊界區域的資訊量更大，該邊界區域位於中子星和黑洞可能邊界的邊緣，但這兩種型別的觀測對於解決這個難題都至關重要。
通過觀察球狀星團NGC 6397內部，許多天文學家希望找到乙個中等質量的黑洞。 相反，正如藝術家的印象所顯示的那樣，只發現了一團質量較小的黑洞。 天文學家終於接近了宇宙中黑洞的質量函式和分布。 **歐空局哈勃，n bartmann
就在幾年前，在21世紀初，我們掌握的黑洞的唯一證據是間接的：來自黑洞外加速物質的電磁輻射，或者來自一顆恆星的電磁輻射，它似乎圍繞著乙個神秘的、巨大的點執行，那裡似乎沒有光出現。 今天，所有這些都發生了巨大變化，因為除了這些證據之外，我們現在還有：
黑洞周圍事件視界的直接影象，引力波探測，來自脈衝星時間，引力波穿透宇宙的隨機背景，以及引力波探測，來自吸氣和合併緻密物體，揭示了中子星和黑洞的合併，範圍從1到200個太陽質量。
最終目標是能夠描述整個宇宙中所有質量的黑洞種群。 我們估計了可觀測宇宙中所有黑洞的總數和總質量：有40萬億個黑洞，大約是004%，約佔恆星總質量的10%。 但是有多少是質量的函式，質量函式如何隨著時間的推移而演變？ 隨著下一代引力波天文台的出現，到21世紀中葉，2024年的這些重大問題可能會得到解答，並獲得可靠的資料。