引力波望远镜
引力波望远镜是用来反映是天体的整体信息建造的天文设备，而通常的电磁辐射只反映天体的表层信息，内部的东西几乎是反映不出来的。
-
选择特殊符号
选择搜索类型
请输入搜索
引力波望远镜是用来反映是天体的整体信息建造的天文设备，而通常的电磁辐射只反映天体的表层信息，内部的东西几乎是反映不出来的。
美国在路易斯安那州和华盛顿州建造了两台激光干涉仪引力波观测台，它们相距3000千米。每个观测台上有一个L形真空管探测臂，长4千米，在管的两端和转弯处有反射镜，让激光束在镜面之间来回反射。激光在弯处的镜面上通过干涉产生明暗条纹光带。如果有引力波通过，由于时空畸变，会使相互垂直的探测臂一个伸长、一个缩短，光带因而发生变化。相隔3000千米设两个观测台，是为了排除地球上地震、雷暴和火车行驶、飞机飞行等各种干扰因素，因为这些因素不可能在两地同时发生。这个观测台2002年开始启用，能探测到10~18米的长度变化。但迄今没有探测到引力波。
美、欧科学家计划在2012年发射航天器，利用太空的广阔距离对引力波进行探测。其方案是，将3对探测器送入太空，让它们组成等边三角形，相邻两对探测器之间的距离为500万千米，它们在地球后面以20度的夹角一起绕太阳运行。3对探测器之间用激光测量距离。如果有引力波传来，它会挤压时空，使3对探测器之间的距离发生微小的变化。灵敏的激光可测出一个原子直径大小的位移。由于它们所占的地域比地球上的探测器大得多，因而可能探测到更多的引力波源;灵敏度也更高，或许能探测到宇宙大爆炸时产生的原始引力波。
至今的各种望远镜，都是通过接收电磁波进行宇宙探测的，但是，在宇宙大爆炸后的头100万年中没有电磁辐射;黑洞一般不发射电磁波;中子星、超新星核等致密星体和 超密物质一般电磁辐射都较弱，通过电磁辐射所能揭示的信息很少。但它们却是最强的引力辐射源。由此可见，引力波望远镜与传统望远镜有很强的互补性;还有，引力波与电磁波不同，它可穿透任何物体，也不被任何物体所吸收，来自遥远引力辐射源的引力波，不会损失任何所携带的信息。因此，引力波望远镜可以探测到许多原始信息。一句话，引力波望远镜为我们探测宇宙开设了一个崭新的窗口。
某些极端天体现象，比如两颗恒星级黑洞相互环绕并逐渐靠近，最终合并为一个大黑洞的过程，如果它们的附近极少气体尘埃和其他星体，那么，我们就不可能从电磁辐射中探知这一过程，而这一过程也没有中微子等其他辐射，探测这一过程的唯一办法就是上述过程中辐射出的引力波。
缺点是引力波通常极弱，只有少数的极端天体现象中，涉及的质量极大，物质运动的加速度也极大，而且离我们也不太远时，我们才能探测到引力波。这注定引力波望远镜在可预见的未来不会成为主流的常规的天文探测手段。
我们也知道，物体都有引力，会产生引力场。爱因斯坦在发表广义相对论后不久，预言引力场具有波动性质的引力振荡，加速运动的质量(引力源)也辐射引力波。由于电磁波是由光子传递的 ，爱因斯坦假定引力波是由引力子传递的。
广义相对论认为，物质的质量使时空弯曲，引力就是时空弯曲的量度。如果把宇宙时空比做一块橡胶板，质量不同的天体会在橡胶板上压出深浅不同的坑，即引力阱。天 体运动就是在自己的引力阱中滚动，这种滚动会引起橡胶板的轻微波动，而当超新星爆发和黑洞碰撞时，由于质量(即引力)的突然变化，相当于质量在橡胶板上大力弹跳，因而引起橡胶板剧烈地上下抖动。这种波动和抖动就是引力辐射，即引力波。
这么说来，地球绕太阳的公转运动也会产生引力波。是的。不过它的能量很微小，只有千分之一瓦。因为引力是各种基本力中最弱的力。如在原子核中，核力是电磁力的100倍，而引力只有电磁力的1040分之一;相隔1厘米的两个质子，其引力作用只有静电力的1037分之一。因此，引力辐射非常微弱，一万亿千瓦的引力辐射，只相当于1千瓦的热电丝。
但是，由于引力总是相加的，因而高致密度的恒星如果以接近光速的速度运动时，可产生不可忽略的引力波。靠得很近的双星脉冲星会发射很强的引力波。超新星爆发等剧烈活动，可在几微秒之内产生很强的一次性的引力波，叫引力辐射爆发。旋转黑洞是最丰富的引力辐射源，特别是当两颗旋转黑洞相撞时，会产生强烈的引力辐射。如质量各是10倍太阳质量的黑洞相撞，其引力辐射的强度是银河系的电磁辐射强度的1000亿倍。
为什么引力辐射的强度当其小时非常弱，而当其大时又非常强呢?除了引力源的质量和运动速度因素外，其重要原因是，由加速质量产生的引力波，本身又是一个引力波辐射源，即引力波又产生引力波。
引力波确实存在吗?人们试图用实验去检验。理论上，弹簧振子可产生引力波。所谓弹簧振子，是在一根弹簧两端各连接一个有一定质量的物体。如果让它振动起来，就会产生引力波。因此也叫"引力振子"。还有，一根绕其中心垂直轴旋转的重棒，也会产生引力波。 不过用上述方法产生的引力波的能量小得可怜。如重500吨、长20米的钢棒，以5转/秒的速度(这是它强度极限以内的最大旋转速度)旋转，所产生的引力波能只有10~29瓦。一个长10厘米的弹簧，两端各重1千克物体组成的引力振子，以100次/秒、振幅1厘米的速度振荡，若将其全部引力波能转变为电能，要点亮一只50瓦的灯泡，则需要的振子数，比组成地球的全部基本粒子数还多。
由此可见，用上述人工实验的方法是难以检验到引力波的。因为即使实验产生了引力波，也还没有如此精密的仪器能检测到它所产生的微弱引力波。那么，要验证引力波理论，就只好探测宇宙中巨大的天然引力波了。
绝对是，首先观景和观鸟，显然是用看更舒适，便携性也更好，单筒用的时间长了眼睛容易疲劳，而且没有视觉的成像叠加作用也会影响到画面的立体感（你在电捂住一只眼看空间变化幅度较大的画面就能体会到了）。 而且...
入门玩一下的话几百块的就可以 好的要多贵有多贵
（一）种类（Porro Prusm vs Roof Prism） 望远镜可分为...
地基望远镜主镜支撑性能分析
地基望远镜主镜支撑性能分析
主镜面型精度是地基大口径望远镜最关键的技术指标之一。为了研究主镜室以及主镜底支撑和侧支撑系统的重力变形造成的主镜面型误差,介绍了一地基光电望远镜的主镜室及详细的主镜支撑结构,借助于有限元法,建立了主镜,主镜室和支撑结构的详细有限元模型,分析计算了主镜在支撑状态下的镜面变形情况,并通过ZYGO干涉仪进行了面型检测。计算结果和实测结果对比,说明了主镜室及其支撑结构引入的主镜面型误差大小,同时也验证了有限元模型的正确性。
美国LIGO激光干涉引力波观测站完成升级改造
美国LIGO激光干涉引力波观测站完成升级改造
引力波被认为来自宇宙中大质量天体的碰撞、爆炸等，是宇宙中最恐怖的能量释放，比如超新星爆发、黑洞碰撞等。但科学家对引力波仍然不十分了解，原因在于我们很难探测到引力波，引力波虽然来源于宇宙级的天体碰撞，但传递到地球却非常微弱。
LIGO 使用的干涉仪是迈克耳孙干涉仪，其应用激光光束来测量两条相互垂直的干涉臂的长度差变化。在通常情况下，不同长度的干涉臂会对同样的引力波产生不同的响应，因此干涉仪很适于探测引力波。在每一种干涉仪里，通过激光光束来量度引力波所导致的变化，可以用数学公式来描述；换句话说，假设从激光器发射出的光束，在传播距离L之后，被反射镜反射回原点，其来回过程中若受到引力波影响，则行程所用时间将发生改变，这种时间变化可以用数学公式来坐定量描述。
更仔细地描述，假设一束引力波是振幅为h的平面波，其传播方向与激光器的光束传播方向的夹角为
伯纳德·舒尔茨把这一公式称作“三项公式”，其为分析所有干涉仪对信号响应的出发点。单径系统也可以使用三项公式 ，但其灵敏度是被时钟的稳定性所限制。干涉仪的两条干涉臂可以相互用来当做时钟比较，因此，干涉仪是非常灵敏的光束探射器。
假设干涉臂长超小于引力波的波长，则干涉臂与引力波相互作用的关系可近似为
假设引力波传播方向垂直于光束传播方向，即两者之间的夹角为{\displaystyle heta =\pi /2}，则三项公式变为
注意到这导数只跟返回时的引力波振幅
因此，只要能够量度返回电磁波的红移，则可估算引力波振幅的改变。假设干涉臂长超小于引力波的波长，则干涉臂与引力波相互作用的近似关系式为
引力波对于干涉仪所产生的响应是这两个关系式的差值：
LIGO的长度为4千米的干涉臂由振幅为10的引力波所引起的长度变化为：
“共振质量探测器”分为两类：“棒状探测器”与“球状探测器”。棒状探测器的灵敏度主要源自于圆柱体尖锐的共振频率，其半峰全宽通常只有一到几个赫兹。通常铝质圆柱体长约3米，共振频率大约在500赫兹至1.5千赫兹之间，质量约为1000千克，用细丝悬挂起来。当引力波照射到圆柱时，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。假设一个波幅为
共振质量探测器主要会遭遇到三种噪声:热噪声、传感噪声和量子噪声。为了要测量到引力波的波幅，必须尽量削减这些噪声。
原本的韦伯棒状探测器的运作温度为室温。为了削减热噪声，当今，最先进的棒状探测器之一AURIGA的运作温度为0.1K。
当今最具规模的激光干涉引力波天文台（LIGO）主要是由加州理工学院和麻省理工学院负责运行，它也是美国国家科学基金会资助的最大科研项目之一。LIGO在两个站点建造有三台探测器，在华盛顿州的汉福德（Hanford）建有双臂长度分别为4千米和2千米的两台探测器（LIGO Hanford Observatory，简称LHO），而在路易斯安那州的利文斯顿建有一台双臂长度为4千米的探测器（LIGO Livingston Observatory，简称LLO），相距汉福德3002千米。LIGO采用了多种尖端科技。LIGO的防振系统能够压抑各种振动，真空系统是全世界最大与最纯的系统之一，光学器件具备前所未有的精确度，能够测量比质子尺寸还小一千倍的位移，电算设施的高超功能足以处理庞大实验数据。。2002年起，LIGO正式启动数据采集工作，至2010年共执行了六次科学探测工作之后计划结束，最佳灵敏度已经达到10的数量级。
2009至2010年，LIGO升级为Enhanced LIGO并进行了第六次科学探测，即S6。其激光功率从10瓦特提高到30瓦特以上，探测范围可扩大8倍。在2010年与2015年之间，LIGO进行了名为“先进LIGO”（Advanced LIGO）的升级计划，简称aLIGO。2015年，aLIGO正式投入使用，激光功率从初始版LIGO的10瓦特提升至200瓦特左右，探测频带下限从40Hz延伸到10Hz，灵敏度比初始版LIGO高出10倍，这意味着aLIGO能够探测引力波的距离比先前高出10倍，探测范围也扩大1000倍以上，能够探测到的可能引力波波源比先前多出1000倍。
处女座干涉仪（VIRGO）位于意大利比萨附近，是一架双臂长度为3千米的地面激光干涉仪，所在地点也叫做欧洲引力波天文台（European Gravitational Observatory）。VIRGO自2007年起开始进行科学观测，并且参与了S5的最后部分探测工作，VIRGO具有和LIGO相媲美的灵敏度。在进行了大约五年，2千4百万欧元的升级之后的处女座干涉仪，称为“先进VIRGO”，于2017年8月1日正式加入LIGO两个探测器搜索引力波，这三个探测器共同运作应该能够较为精确地给出引力波波源的位置。
日本计划在2019年建成神冈引力波探测器（KAGRA），它的600米长的干涉臂被深埋在200米的岩石下，它的测试质量也会被降温至20K。物理学者认为，这两个手段将能减低噪声，因此提高灵敏度。
GEO600位于德国汉诺威，是双臂长度为600米的探测器，其工作带宽为50赫兹至1.5千赫兹。GEO600自2002年起开始科学探测。
在第一架望远镜被制造出来几十年内，用镜子收集和聚焦光线的反射望远镜就被制造出来。在20世纪，许多新型式的望远镜被发明，包括1930年代的电波望远镜和1960年代的红外线望远镜。望远镜这个名词现在是泛指能够侦测不同区域的电磁频谱的各种仪器，在某些情况下还包括其他类型的探测仪器。
英文的“telescope”（来自希腊的τῆλε，tele"far"和σκοπεῖν，skopein"to look or see"；τηλεσκόπος，teleskopos"far-seeing"）。这个字是希腊数学家乔瓦尼·德米西亚尼在1611年于伽利略出席的意大利猞猁之眼国家科学院的一场餐会中，推销他的仪器时提出的。在《星际信使》这本书中，伽利略使用的字是"perspicillum"。
主条目：望远镜史
关于望远镜，现存的最早纪录是荷兰米德尔堡的眼镜制造商汉斯·利普西在1608年向政府提交专利的折射望远镜。实际的发明者是谁不能确定，它的发展要归功于三个人：汉斯·利普西、米尔德堡的眼镜制造商撒迦利亚·詹森（Zacharias Janssen）和阿尔克马尔的雅各·梅提斯。望远镜被发明得消息很快就传遍欧洲。伽利略在1609年6月听到了，就在一个月内做出自己的望远镜用来观测天体。
在折射望远镜发明之后不久，将物镜，也就是收集光的元件，用面镜来取代透镜的想法，就开始被研究。使用抛物面镜的潜在优点 －减少球面像差和无色差，导致许多种设计和制造反射望远镜的尝试。在1668年，艾萨克·牛顿制造了第一架实用的反射望远镜，现在就以他的名字称这种望远镜为牛顿反射镜。
在1733年发明的消色差透镜纠正了存在于单一透镜的部分色差，并且使折射镜的结构变得较短，但功能更为强大。尽管反射望远镜不存在折射望远镜的色差问题，但是金属镜快速变得昏暗的锈蚀问题，使得反射镜的发展在18世纪和19世纪初期受到很大的限制 －在1857年发展出在玻璃上镀银的技术，才解决了这个困境，进而在1932年发展出镀铝的技术。受限于材料，折射望远镜的极限大约是一米（40英寸），因此自20世纪以来的大型望远镜全部都是反射望远镜。目前，最大的反射望远镜已经超过10米（33英尺），正在建造和设计的有30-40米。
20世纪也在更关广的频率，从电波到伽玛射线都在发展。在1937年建造了第一架电波望远镜，自此之后，已经开发出了各种巨大和复杂的天文仪器。
望远镜这个名词涵盖了各种各样的仪器。大多数是用来检测电磁辐射，但对天文学家而言，主要的区别在收集的光（电磁辐射）波长不同。
望远镜可以依照它们所收集的波长来分类：
X射线望远镜：使用在波长比紫外线更短的电磁波。
紫外线望远镜：使用于波长比可见光短的电磁波。
光学望远镜：使用在可见光的波长。
红外线望远镜：使用在比可见光长的电磁波。
次毫米波望远镜：使用在比红外线更长的电磁波。
非涅耳成像仪：一种光学透镜技术。
X射线光学：某些X射线波长的光学。
随着波长的增加，可以更容易地使用天线技术进行电磁辐射的交互作用（虽然它可能需要制作很小的天线）。近红外线可以像可见光一样的处理，而在远红外线和次毫米波的范围内，望远镜的运作就像是一架电波望远镜。例如，观测波长从3微米（0.003mm）到2000微米（2毫米）的詹姆士克拉克麦克斯威尔望远镜（JCMT），就使用铝制的抛物面天线。另一方面，观察从3μm（0.003毫米）到180微米（0.18 毫米） 的史匹哲太空望远镜就可以使用面镜成像（反射光学）。同样使用反射光学的，还有哈伯太空望远镜可以观测0.2μm（0.0002 毫米）到1.7微米（0.0017 毫米），从红外线到紫外线的第三代广域照相机。
引力波探测器探测原理