我們熟悉的望遠鏡是用來捕獲電磁波的，那么怎樣建造一個引力望遠鏡來捕獲引力波呢？原理很簡單。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以一定方式振蕩，使時空橡皮地毯出現(xiàn)輕微波動，時空距離發(fā)生伸長或縮短。 例如，如果探測器是一塊固體物質，當引力波穿過時該物體的不同部分就會沿不同方向有所移動，即出現(xiàn)形變。

 
　　物體中兩點間的間隔在引力波作用下發(fā)生的變動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。銀河系中心兩個恒星級黑洞的碰撞將會使一個1米長的棒狀探測器兩端發(fā)生一萬億分之一毫米的移動，約為一個氫原子尺度（1個氫原子的大小約為1埃，l挨=10-10米）的十萬分之一。

　　在20世紀60年代，美國馬里蘭大學的約瑟夫·韋伯（Joseph Weber）曾制造了一個很大的鋁質圓柱體，預期其長度會在來自銀河系中心引力波作用下發(fā)生振蕩。他認為自己已經(jīng)得到了肯定的結果，并因此而轟動一時。但是在世界上其他許多地方所做的類似實驗表明，他對實驗誤差所做的解釋是不正確的，因為他的裝置所能探測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工作的程度。另外，對銀河系中心超新星的探測還有一個問題：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秒鐘的時間。

　　最有希望探測到引力波的地方是室女星系團，那里有幾千個星系聚集在天空中一個很小的視角范圍里，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。 但是室女星團距地球的距離是5000萬光年，比銀河系中心遠5000倍，這就意味著要探測到那里的一個超新星產(chǎn)生的引力波暴，引力望遠鏡就必須比用于探測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困難，引力波的探測技術還是取得了長足的進展，并可能在近期取得突破。目前一些科學家正在研究第二代棒狀探測器。這種探測器更敏感也更昂貴，并且在接近絕對零度的條件下工作。

　　另一個更有希望的最新方法是利用光學干涉技術，稱為引力波干涉天線。其原理是測量兩面大質量鏡子之間距離的振蕩。這兩面鏡子放在長支架的端點上，它們的距離用一個光學干涉儀系統(tǒng)來檢測。這實際上是一種改進的麥克爾遜──莫雷實驗，但它不再是用來測量以太的絕對運動，而是測量時空的抖動。鏡子之間的距離越大，從系統(tǒng)內部的“背景噪聲”（由地震波、聲波等等所引起）中檢測出引力波效應的機會也就越大。如制造出極高質量的鏡子，使之能實現(xiàn)連續(xù)幾十次光反射，則當鏡子之間的實際距離是3公里時能得到的等效距離是120公里。

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