我們熟悉的望遠(yuǎn)鏡是用來捕獲電磁波的，那么怎樣建造一個(gè)引力望遠(yuǎn)鏡來捕獲引力波呢？原理很簡(jiǎn)單。正如電磁波引起接收天線振蕩一樣，引力波也使與其相遇的物質(zhì)以一定方式振蕩，使時(shí)空橡皮地毯出現(xiàn)輕微波動(dòng)，時(shí)空距離發(fā)生伸長(zhǎng)或縮短。 例如，如果探測(cè)器是一塊固體物質(zhì)，當(dāng)引力波穿過時(shí)該物體的不同部分就會(huì)沿不同方向有所移動(dòng)，即出現(xiàn)形變。
物體中兩點(diǎn)間的間隔在引力波作用下發(fā)生的變動(dòng)大小能給出引力波的振幅，而引力波的振幅是其能量的直接量度。銀河系中心兩個(gè)恒星級(jí)黑洞的碰撞將會(huì)使一個(gè)1米長(zhǎng)的棒狀探測(cè)器兩端發(fā)生一萬億分之一毫米的移動(dòng)，約為一個(gè)氫原子尺度（1個(gè)氫原子的大小約為1埃，l挨=10-10米）的十萬分之一。
在20世紀(jì)60年代，美國(guó)馬里蘭大學(xué)的約瑟夫·韋伯（Joseph Weber）曾制造了一個(gè)很大的鋁質(zhì)圓柱體，預(yù)期其長(zhǎng)度會(huì)在來自銀河系中心引力波作用下發(fā)生振蕩。他認(rèn)為自己已經(jīng)得到了肯定的結(jié)果，并因此而轟動(dòng)一時(shí)。但是在世界上其他許多地方所做的類似實(shí)驗(yàn)表明，他對(duì)實(shí)驗(yàn)誤差所做的解釋是不正確的，因?yàn)樗难b置所能探測(cè)的最小振幅要比銀河系中心一次超新星爆發(fā)所產(chǎn)生的引力波振幅高出1萬倍。因此，盡管韋伯做了很重要的工作，他的儀器卻并未精密到足以勝任這項(xiàng)工作的程度。另外，對(duì)銀河系中心超新星的探測(cè)還有一個(gè)問題：銀河系中心的超新星爆發(fā)平均每35年一次，而爆發(fā)過程中的引力波暴只能持續(xù)不到1秒鐘的時(shí)間。
最有希望探測(cè)到引力波的地方是室女星系團(tuán)，那里有幾千個(gè)星系聚集在天空中一個(gè)很小的視角范圍里，超新星爆發(fā)和脈沖雙星周期的衰減所發(fā)生的頻率大約是每星期一次。 但是室女星團(tuán)距地球的距離是5000萬光年，比銀河系中心遠(yuǎn)5000倍，這就意味著要探測(cè)到那里的一個(gè)超新星產(chǎn)生的引力波暴，引力望遠(yuǎn)鏡就必須比用于探測(cè)銀河系中心類似事件的裝置靈敏100萬倍。
盡管有如此多的技術(shù)困難，引力波的探測(cè)技術(shù)還是取得了長(zhǎng)足的進(jìn)展，并可能在近期取得突破。目前一些科學(xué)家正在研究第二代棒狀探測(cè)器。這種探測(cè)器更敏感也更昂貴，并且在接近絕對(duì)零度的條件下工作。
另一個(gè)更有希望的最新方法是利用光學(xué)干涉技術(shù)，稱為引力波干涉天線。其原理是測(cè)量?jī)擅娲筚|(zhì)量鏡子之間距離的振蕩。這兩面鏡子放在長(zhǎng)支架的端點(diǎn)上，它們的距離用一個(gè)光學(xué)干涉儀系統(tǒng)來檢測(cè)。這實(shí)際上是一種改進(jìn)的麥克爾遜──莫雷實(shí)驗(yàn)，但它不再是用來測(cè)量以太的絕對(duì)運(yùn)動(dòng)，而是測(cè)量時(shí)空的抖動(dòng)。鏡子之間的距離越大，從系統(tǒng)內(nèi)部的“背景噪聲”（由地震波、聲波等等所引起）中檢測(cè)出引力波效應(yīng)的機(jī)會(huì)也就越大。如制造出極高質(zhì)量的鏡子，使之能實(shí)現(xiàn)連續(xù)幾十次光反射，則當(dāng)鏡子之間的實(shí)際距離是3公里時(shí)能得到的等效距離是120公里。
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