雷射干涉重力波天文台 LIGO簡介

如果有一天，你在夜深的彌敦道上感受到地鐵駛過帶來的微微震動，你可能會想：原來看不見的東西也能被感知。愛因斯坦在一百多年前預言過，宇宙中的巨型事件——例如黑洞(black hole)互相合併——會在時空中激起一道道「漣漪」，這些就是重力波(gravitational waves)。它們像從維港輕輕拂過的水波，但傳遞的是時空本身的伸縮。2015 年，LIGO（Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory，雷射干涉重力波天文台）首次直接觀測到重力波，這一刻宣告天文學正式打開「聽見」宇宙的新感官。這篇文章會帶你從日常生活出發，理解 LIGO 如何用雷射與超高精準的測量，去捕捉比原子尺度還微小的時空變化，並看看它如何改變我們研究宇宙的方式。

重力波是什麼？像拉扯橡筋的時空

先用一個直觀的比喻：想像你在海港城對出看海，若有人在遠處投下一塊石頭，海面會出現一圈圈向外擴散的波紋。宇宙中的重力波也有點像這樣，不過「水面」變成了四維的時空。當兩個巨大而緊密的天體（例如黑洞或中子星(neutron star)）互相旋轉、靠近、合併，它們改變附近的重力分布，令時空產生動態的伸縮，像橡筋被拉長又回彈，漣漪就向外傳播。

這些波傳到地球時，會令空間在某些方向稍為拉長、在垂直方向稍為壓縮，然後反過來，如此反覆。但「稍為」到底有多小？以 LIGO 首次偵測到的訊號為例，對 4 公里長的儀器臂而言，長度變化只有一個質子(proton)直徑的千分之一左右！這種幅度叫做應變(strain)，記作 h，通常是 10^-21 量級。要量度這麼微小的變化，光是「量度尺」已經是天文級挑戰。

為什麼要用雷射干涉？光作為極致的「尺」

在日常生活中，測量距離我們會用尺或雷射測距儀。要量度重力波造成的變化，我們需要比任何尺更穩定、可重複、可放大的「標準」，雷射光(laser)便是理想人選。雷射干涉(interferometry)運用波的疊加原理：把一道雷射分成兩道，分別沿兩條相互垂直的臂走一圈，再合在一起。若兩條臂的長度完全相同，合併後的光波會以某種固定方式干涉；若其中一條臂被拉長或縮短一丁點，疊加圖樣就會改變。這種對「長度差」極致敏感的特性，正可以捕捉重力波造成的時空伸縮。

LIGO 的核心就是米開朗基羅級別的干涉儀：每座天文台都有兩條相互垂直、長達 4 公里的真空管道，內放反射鏡(mirrors)形成法布里–佩羅(Fabry–Pérot)光學腔，把光在臂內來回反射上百次，等於把有效路徑放大到數百公里，讓微小的長度變化可以被更清楚地放大到可測量的光強變化。兩條臂的長度差會直接影響回到探測器的干涉明暗，於是重力波像捏一下空間，LIGO 就會看到光的「節奏」被改變。

LIGO 長什麼樣？兩地同步的「時空聽診器」

LIGO 有兩個主要站點：位於美國華盛頓州漢福德(Hanford)與路易斯安那州利文斯頓(Livingston)。兩地相距約 3000 公里，同步運作是關鍵：真正的重力波會在兩地以光速相近的速度抵達，時間差最多幾毫秒，且在兩地的訊號形狀會一致但相位可略有差異。反之，如果只是當地的卡車經過、地面微震或電源雜訊，通常只會在一個站出現，或者兩地不一致。這種地理上的「交叉驗證」，讓我們更有把握區分宇宙訊號與地面噪音。

每個站點的 4 公里真空管裡放着高品質的懸掛鏡，鏡面由低吸收材料製成，懸掛系統用多級擺錘(pendulum)與主動式隔震平台(active seismic isolation)隔絕地面震動。管內真空達到 10^-9 大氣壓級別，目的是減少空氣分子對光的散射與折射擾動。雷射以高穩定度的 1064 奈米近紅外光運作，輸出功率經過功率回收(power recycling)提升，以壓低光子統計噪音(shot noise)。

把雜音趕到角落：從地震到量子噪音

要聽見重力波，先要壓低比它大很多的噪音。LIGO 面臨的主要噪音來源包括：

• 地面震動(seismic noise)：來自地震、海浪引起的微震、風、車輛。對策是多級隔震平台與懸掛鏈，將低頻震動在 10 Hz 以下大幅抑制。
• 熱噪音(thermal noise)：鏡子與懸絲材料本身的布朗運動。透過選用低機械損耗的材料（如熔融石英絲、氟化物鍍膜）與精密設計降低。
• 鏡面鍍膜噪音(coating thermal noise)：成為中頻段靈敏度的瓶頸之一，未來改進方向包括新材料與低溫運作（如 KAGRA 的低溫鏡）。
• 光子散粒(shot noise)：高頻段限制靈敏度，靠提升雷射功率和光學腔增益、以及量子光技術(quantum squeezing)把相位不確定性壓低。
• 雷射頻率與強度噪音：用參考腔與主動控制迴路鎖定(lock)雷射頻率與功率，減少漂移。
• 牛頓噪音(newtonian noise)：由密度擾動（例如地面密度變化、氣壓波動）直接改變重力場，特別在低頻段難以用機械隔離，只能靠環境感測器與統計消除。

控制迴路(feedback control)讓干涉儀維持在最敏感的工作點：鏡面的納米級位置與角度由感測器讀取，透過微小磁驅動或電容驅動微調，使干涉條紋穩定。整個系統像在一根極長的鋼絲上保持平衡，一點點偏差就要即時糾正。

第一個「嘩」：GW150914 與黑洞合併

2015 年 9 月 14 日，LIGO 兩個站幾乎同時偵測到一個短促但明顯的波形，後來命名為 GW150914。這個訊號很像音樂裡的「chirp」（啁啾）：頻率和振幅在短短幾分之一秒內迅速上升，然後突然停止。這正是雙黑洞(binary black holes)旋轉靠近、合併、再「鈴動」(ringdown)的理論預測。模型配對顯示，這是一對約 36 與 29 個太陽質量的黑洞，距離我們 13 億光年，在最後一刻以接近光速互繞，釋放出相當於約 3 個太陽質量的能量，全部以重力波形式在幾百毫秒內爆發。

這次偵測不止是「看見」了黑洞的存在與合併，更證實廣義相對論在強重力場下的預測極為準確。2017 年，LIGO 與歐洲的 Virgo 干涉儀一起偵測到 GW170817——一對中子星合併，這次還有電磁波對應的爆發(短伽瑪射線短爆、千新星kilonova)。這是「多信使天文學(multi-messenger astronomy)」的里程碑：重力波告訴我們何時何地發生了什麼，電磁波補上元素形成與噴流物理的細節。

如何從波形解碼宇宙：數據分析與參數估計

LIGO 並不是看到一條「圖像」就算，它要在海量噪音中把訊號撈出來。主要方法是匹配過濾(matched filtering)：把實時數據和一個龐大的「模板庫(template bank)」比對，模板由廣義相對論與數值相對論(numerical relativity)計算出的波形組成，涵蓋不同質量、自旋(spin)與軌道參數的組合。當數據與某個模板相符時，相關值會顯著上升，形成候選事件。

找到候選後，科學家會用貝葉斯(Bayesian)方法做參數估計(parameter estimation)，推斷源天體的質量、自旋、距離、天空位置。若有多個探測器同時偵測，時間差與相位差可用來圈定天空定位，讓後續望遠鏡快速指向。這整個流程由多個獨立管線(pipelines)交叉驗證，並以偽注入(blind injection)測試流程是否可靠。

靈敏度曲線背後的工程：進階 LIGO 與之後

2015 年之後運作的是進階 LIGO(Advanced LIGO, aLIGO)，靈敏度較初代提升約 10 倍，意味著可偵測的體積多 1000 倍。改進包括更強的雷射、更長的懸掛鍊、更佳的鏡面鍍膜與光學噪音控制、以及量子「擠壓」光(squeezed light)技術，把量子不確定性在最關鍵的象限壓低以改善高頻靈敏度。

不過，LIGO 仍主要對 10–2000 Hz 的頻段敏感。低於約 10 Hz，地面噪音與牛頓噪音很難克服，因此地面干涉儀在低頻有天然限制。這也是為何未來的太空版干涉儀 LISA（Laser Interferometer Space Antenna）鎖定 0.1 mHz–1 Hz 的低頻段，將可捕捉超大質量黑洞(supermassive black holes)合併等事件。地面方面，第三代計畫如歐洲的 Einstein Telescope 與美國的 Cosmic Explorer，規劃更長的臂長（10–40 公里）、更低溫鏡面、更深的地底隔震，期望將靈敏度再推高一個數量級，看到更遠、更輕、更頻繁的事件。

從黑洞統計到宇宙學：LIGO 帶來的新科學

有了大量事件，我們開始做「人口統計(population studies)」。例如：黑洞的質量分佈是否有「空隙」？是否存在由恆星演化禁區產生的缺口（所謂 pair-instability mass gap）？黑洞自旋的方向是隨機的，還是偏向對齊，這反映了它們形成的環境：是孤立恆星演化後形成的一對黑洞，還是在星團或核球裡動力學聚合？

對宇宙學而言，重力波事件可以作為「標準警報器(standard sirens)」。中子星合併的波形直接給出絕對距離，而若有電磁對應體提供紅移(redshift)，我們便能測量哈勃常數(Hubble constant)。GW170817 就曾給出一個獨立於傳統超新星或宇宙微波背景的哈勃常數估計，雖然誤差仍大，但方法清晰而可持續改善。

另外，重力波也測試了重力的基本性質：例如重力波是否以光速傳播（目前觀測結果與光速一致到極高精度）、是否出現偏離廣義相對論的極化模式、黑洞合併後的「鈴動」是否符合克爾(黑洞)解的預測。任何偏差都可能指向新物理。

香港與你：重力波與我們的距離

雖然 LIGO 在美國，但香港與大中華區學者在數據分析、理論建模、光學技術上皆有參與。對一般人來說，重力波似乎很遠，但它滲入我們日常用到的科技基礎：超高精密的測量、主動控制、資料科學、以及跨學科協作。你用的降噪耳機、手機的光學防手震、金融或醫療中的訊號處理，背後的數學與工程思維，和 LIGO 用來在噪音裡找「真相」有共通之處。

在香港這樣高速運轉的城市，學會從嘈雜中過濾訊息、抓住細微而關鍵的變化，本身就是一種能力。LIGO 的故事提醒我們：即使只是比原子還小的擾動，只要你有合適的方法，也能轉化為理解宇宙的大發現。

未來十年的重力波地圖

展望未來，LIGO 與 Virgo、KAGRA 將持續升級，提升靈敏度與上線時間(duty cycle)。網絡中的探測器愈多，定位能力愈好，與電磁望遠鏡協同的效率也更高。當事件數增長到每年數百甚至上千，我們將能更精確地描繪黑洞與中子星的族群，觀察稀有事件（如質量極不對稱的合併、與恆星塵埃環境相關的吸積現象），甚至可能捕捉原初黑洞(primordial black holes)的蛛絲馬跡。

與此同時，太空任務 LISA 將在 2030 年代開展，填補低頻段；地面第三代望遠鏡則會把觀測距離推向更高紅移，接觸宇宙更早期的恆星與黑洞形成史。我們將不只是「聽到」一次壯觀的宇宙交響，而是能長期「錄音」、分軌分析、甚至重建宇宙的樂章作曲方式。

結語：用光丈量時空的耐心與浪漫

在香港，很多事情講求效率與即時成果；LIGO 的成功則是數十年穩紮穩打的結果：從早期概念、實驗室原型、到初代、進階，再到全球網絡，一步一步把技術難關變成日常操作。它用光做尺、以干涉當耳朵、以數學為語言，讓我們第一次直接「聽見」黑洞的舞蹈與中子星的碰撞。這份耐心與浪漫，告訴我們只要方法正確、夥伴齊心，即使要追蹤的是比原子還小的變化，也能揭開宇宙最巨大的故事。

下一次當你在天星小輪上看海面起伏，或在夜裡聽到遠處火車呼嘯，不妨想想：也許此刻，在遙遠的宇宙深處，兩個黑洞正互相環抱、拉扯時空，而地球上某個寧靜的實驗室，正耐心地用一道雷射，聽著那份幾十億年前出發的微小訊息。