引力波（英文名：Gravitational wave）是指两个巨大物质朝着彼此高速旋转时（spiral toward each other），会以 光速 在周围 扭曲的时空 中传播出一波一波的涟漪。 阿尔伯特·爱因斯坦 （Einstein）的四极矩公式表明，加速运动的物体会产生引力波。质量分布不对称的体系做加速运动时，时空的变形以波纹的形式向外传播，这就是引力波。 广义相对论 中 预言 引力波的性质包括：是以 光速 传播的 横波 并携带能量和与波源有关的信息，具有两个 偏振 ， 辐射强度 极弱，穿透性强等。其他 相对论 中的引力波可能以不同于光速的速度传播，且具有其他偏振。
引力波由奥利弗·海维塞德（Oliver Heaviside）于1893年提出，后来由 亨利·庞加莱 （Henri Poincaré）于1905年作为 电磁波 的引力等效物提出。1915年， 阿尔伯特·爱因斯坦 曾预言，加速的质量可能产生引力波，并于1916年证明 广义相对论 产生的引力波是时空中的涟漪。 1918年，爱因斯坦指出引力波只有两个独立自由度，并计算了辐射的能量。1957年， 邦迪 （Bondi）从理论上证明与坐标选取无关的平面引力波的存在。1959年，邦迪、皮拉尼和霍华德·罗伯逊（Howard Robertson）证明静止物体在 引力 波脉冲作用下会产生运动，之后 邦迪 证明了引力辐射是一个可观测的物理现象。 引力波存在的首个间接证据来自1974年观测到的霍尔斯· J.H.泰勒 双脉冲星的 轨道衰变 ，艾伦· 拉塞尔·赫尔斯 （Alan Hulse）和泰勒（Taylor）因此获得1993年的 诺贝尔物理学奖 。 2016年2月11日，LIGO和Virgo宣布首次观测到引力波。 2017年，雷纳·韦斯 (Rainer Weiss)， 巴里·巴里什 （Barry Barish）和 基普·索恩 （Kip Thorne），因其对探测引力波所做出的贡献被授予诺贝尔物理学奖。
引力波虽然不断地经过 地球 ，但即使是最强的引力波影响也微乎其微，而且其来源通常相距很远。 可能测到的引力波源主要来自 宇宙 中大质量 天体 的加速、碰撞和合并等事件，如：双致密星系统（如 中子星 、黑洞等）的 进动 （Inspiral）或者并合、快速旋转的 致密天体 、 超新星 爆发、 超大质量黑洞 绕转并合以及随机的引力波背景等。
随着对引力波研究的深入，科学家们进一步地了解黑洞、 中子星 等极端 天体 的性质和行为，有了探测 宇宙 的起源和演化的窗口，这些进展对 量子引力 理论、 弦理论 、 超引力 理论的研究贡献巨大。 由于引力波与物质之间的相互作用非常微弱，且不易被传播途中的物质所改变，因此引力波是优良的信息载体。 引力 波 天文学 是观测天文学的分支，该学科利用引力波来收集对于剧烈天文事件的引力波波源信息，如 白矮星 、 中子星 与黑洞一类的星体所组成的 联星 ， 超新星 与 大爆炸 等。
研究简史
最初的探索和研究
引力波的提出
1893年， 奥利弗·赫维赛德 （Oliver Heaviside）提出了引力波的概念，他利用引力 平方反比定律 和静电力之间的类比，讨论了引力波的可能性以及引力波可能以 光速 传播的问题。
亨利·庞加莱 （Henri Poincaré）于1905年进一步指出引力波以 光速 传播。 昂利·庞加莱最先提出，如同有加速度的电荷会生成 电磁波 ，有加速度的质量在重力的 相对论 场中运动也会生成引力波。
引力波的相关假设
1915年， 阿尔伯特·爱因斯坦 （Einstein）发表了 广义相对论 ，给出 引力 所满足的相对论场 方程 爱因斯坦场方程，这是一个完整的相对论引力理论。他和庞加莱一样，猜想该方程会产生引力波，但引力波不可能类似于 电磁波 。电磁波是由 偶极子 运动产生的，需要正电荷和负电荷；而引力并不等同于负电荷。
爱因斯坦（Einstein）于1916年曾 预言 ，加速的质量可能产生引力波，但他提出的引力波与坐标选取有关，在某一个参考系引力波可能有能量，而换一个参考系可能就没有。 之后 阿尔伯特·爱因斯坦 继续研究 广义相对论 方程的复杂性，以找到一个替代的波模型。结果于1916年6月发表，在那里他得出了引力波必须以 光速 传播的结论，而且事实上必须存在三种类型的引力波，赫尔曼-韦尔（Hermann Weyl）称之为 纵波 -纵波、 横波 -纵波和横波-横波。
爱因斯坦场方程把质量（能量）和 曲率 关联起来，就跟 胡克定律 把力和弹性形变关联起来一样，即时空是一种弹性介质。 阿尔伯特·爱因斯坦 利用平直时空背景下的 线性近似 ，于1916年推导出引力波所满足的 波动方程 及引力辐射的四极矩公式， 预言 了引力波的存在及引力波以 光速 传播。
1918年， 阿尔伯特·爱因斯坦 指出引力波只有两个独立自由度，即两个偏拥振方向，并计算了引力波辐射的能量。爱因斯坦的四极矩公式表明，加速运动的物体会产生引力波。一个质量分布不对称的体系作加速运动的时候时空就会变形，这种变形以波纹的形式向外传播，这就是引力波。
然而， 阿尔伯特·爱因斯坦 提出的性质让许多人（包括爱因斯坦本人）对这一结果产生了怀疑。1922年，阿瑟- 亚瑟·埃丁顿 （Arthur Eddington）证明，爱因斯坦的两种波是他所使用的 坐标系 的产物，只要选择适当的坐标系，就可以使它们以任何速度传播，因此爱丁顿戏称它们 "以思想的速度传播"。
1936年， 阿尔伯特·爱因斯坦 与 纳森·罗森 在《物理评论》中发表的一文中表示，引力波在 广义相对论 中不存在，因为每一 道场 方程 的解都会出现 奇点 。 该杂志将他们的手稿交给霍华德-罗伯逊（Howard P. Robertson）审阅，罗伯逊匿名报告说，有关奇点只是所采用的圆柱坐标的坐标奇点。不熟悉同行评审概念的 阿尔伯特·爱因斯坦 愤怒地撤回了手稿，从此不再在《物理评论》上发表文章。然而，他的助手 利奥波德·英费尔德 （Leopold Infeld）曾与 罗伯逊 有过接触，他说服 阿尔伯特·爱因斯坦 相信批评是正确的，于是这篇论文以相反的结论重新撰写，并在其他地方发表。
1956年，费利克斯·皮拉尼（Felix Pirani）提出一个与 坐标系 选取无关的引力波定义；1957年， 邦迪 （Hermann Bondi）进而从理论上证明与坐标选取无关的平面引力波的存在。 当时，皮拉尼的工作被社会各界对另一个问题的关注所掩盖：引力波是否能传递能量。
1957 年， 理查德·费曼 （Richard Feynman）在教堂山召开的第一届 "GR "会议上提出了一个 思想实验 ，解决了这个问题。简而言之，他提出了一个被称为"粘珠论证 "的论点：如果用一根杆子装上 珠子 ，那么引力波经过时会使珠子沿着杆子移动；摩擦会产生热量，这意味着引力波做了功。此后不久， 邦迪 （Hermann Bondi）发表了"粘珠论证 "的详细版本。
引力波与能量
1959年，邦迪、皮拉尼和霍华德·罗伯逊（Howard P. Robertson）更进一步证明，静止物体在引力波 脉冲 作用下会产生运动，这就间接地证明引力波携带着能量，并可被探测到。 后来，邦迪和皮拉尼发表了一系列文章（1959 年至 1989 年），证明了引力波 平面波 解的存在。
特别是邦迪严格证明了引力辐射实际上是一个可观测的物理现象。引力波携带能量，所以一个辐射引力波的系统会损失能量。而且引力波会扭曲时空，它们会改变两个自由宏观物体之间的距离。当一列引力波穿过 太阳系 时，会在空间产生一个随时间变化的拉力，从而会在垂直于波的传播 方向上 周期性 改变 太阳系 中所有物体间的距离。由于引力波的通过而导致的相对长度变化是很小的，如受到典型 白矮星 双星系统 辐射的引力波的影响，相距10 13 米的两个检验物体之间的距离的周期性改变只有10 -10 米。
同年， 保罗·狄拉克 （Paul Dirac）进一步假设引力波的存在，并在林道会议的演讲中宣称它们具有“物理意义”。 此外，狄拉克在1964年预测了具有明确能量密度的引力波。
1962年，世界上的首类引力波探测器，即“ 共振 棒”探测器（Weber bar）由物理学家 约瑟夫·韦伯 （Joseph Weber）领导的团队设计建成，标志着人类对引力世界探索的开端。
二十世纪后期引力波的探测
1969 年， 约瑟夫·韦伯 （Joseph Weber）声称已经探测到了第一批引力波，在教堂山会议之后，约瑟夫·韦伯开始设计和建造第一个引力波探测器，现在被称为韦伯棒（Weber bar）。到1970年，他定期“探测”来自 银心 的信号；然而，探测的频率很快引起了人们对他观测有效性的怀疑，因为银河系隐含的能量损失率将在比其推断年龄短得多的时间尺度上耗尽我们银河系的能量。到1970年代中期，其他小组在全球范围内建立自己的韦伯棒的重复实验未能找到任何信号，到1970年代后期，人们的共识是韦伯的结果是虚假的。
1974年，罗素·艾伦· 拉塞尔·赫尔斯 （Russell Alan Hulse） 和小 约瑟夫·胡顿· J.H.泰勒 （Joseph Hooton Taylor）发现了第一颗 双脉冲星 ，这为他们赢得了1993年的 诺贝尔物理学奖 。
二十一世纪的观测和研究
引力波的探测仪器
2002年，LIGO搭建完成并开始对引力波的探测。2004年，LIGO开始了升级，新的高级LIGO开始搭建，并在2015年开始运行。 高级LIGO由分别位于 美国 利文斯顿及 汉福德 两个相距3002千米的相同 激光 干涉仪 构成，每个 探测器 由两个相互垂直的长度为4千米的干涉臂组成。
2015年上半年，LIGO接受了一次全方面的升级，成为第二代的“aLIGO”，其测量灵敏度高于在该尺度下一般引力波所引起的10 -19 m量级的空间变化。
实际探测与研究
2015年9月14日，LIGO投入运行几个月后，它便探测到了由一个36倍太阳质量的 黑洞 和29倍太阳质量的黑洞合并产生的引力波。自那以后，LIGO等 探测器 又多次探测到了引力波，这些结果不仅证实了 广义相对论 的正确性，也为我们打开了一扇探索 宇宙 的新窗口。
2016年2月11日，LIGO宣布他们在2015年9月14日观测到了来自距离410百万光年的两个 黑洞 并合时释放的引力波 GW150914，这是人类历史上第一次直接观测到了引力波。随后的2016年6月15日，LIGO又宣布观察到第二个引力波信号 GW151226，这个信号发生在2015年12月26日。
2016年2月11日，LIGO和Virgo合作宣布首次观测到引力波，两个团队共同宣布，其引力波源自于离地球410百万秒差距（13亿光年）之远的由两个质量分别为 倍太阳质量和 倍太阳质量的黑洞合并，最终形成质量为 倍太阳质量的黑洞，这一引力波事件被命名为GW150914。 在合并的最后几分之一秒内，它释放的能量是可观测 宇宙 中所有 恒星 总和的50多倍。 下图为LIGO 汉福德 和利文斯顿探测器所观测到的GW150914引力波事件，该图展示了在两个LIGO探测器中观测到 的由该事件产生的引力波“应变”，两个图均显示了GW150914的频率在0.2秒内从35 赫兹 迅速增加到150赫兹。GW150914先到达L1，随后到达 H1 ，前后相差千分之七秒， 该时间差与光或者引力波在两个 探测器 之间传播的时间一致。
2017年， 诺贝尔物理学奖 授予雷纳·韦斯 (Rainer Weiss)， 巴里·巴里什 （Barry Clark Barish）， 基普·索恩 (Kip S Thorne)，以表彰他们在探测引力波方面所做出的贡献。
2020年8月，LIGO学合作组织成员哈斯特（Haster）根据LIGO对引力波的实验测量结果来检验引力波的 方程 ，他将 圆周率 视为一个变量，当且仅当使用的圆周率值接近已经确定的圆周率值时， 爱因斯坦 的理论与测量结果相匹配。其中引力波方程中出现圆周率因子的原因可能是引力波与自身相互作用。
2023年6月28日，多个国际性的 脉冲星 计时阵列合作组，包括北美 纳赫兹引力波 天文台（NANOGrav）、 欧洲 脉冲星计时阵列（E PTA ）、帕克斯脉冲星计时阵列（PPTA），以及 中国 脉冲星计时阵列（CPTA），均宣布在各自的最新数据集中找到了支持纳赫兹引力波存在的关键性证据 —— 具 有引力波特征的四极关联信号 。 这项发现表明继 激光 干涉引力波天文台（LIGO）直接探测到引力波之后，未来引力波物理领域的又一 里程碑 式的突破。 北美 纳赫兹引力波 天文台指出，它们是由 超大质量黑洞 在 宇宙 学时间尺度上产生的，在对25颗 脉冲星 的 15 年 无线电 观测中确定了独特的 Hellings-Downs 曲线。
同年， 中国科学院国家天文台 等团队利用 500米口径球面射电望远镜 FAST，探测到 纳赫兹引力波 存在的关键性证据，这是纳赫兹引力波搜寻的重要突破。 其中中国500米口径球面射电望远镜（FAST）超 高的 灵敏度让CPTA仅用三年多便获得了相近的结果。
性质
传播速度
电磁波是电磁能量的空间传播，而 引力 波是时空引力能量的传播。不同于电磁波，引力波是物质能量剧烈加速变化引起时空形变的传播；电磁波的源泉则是 电场 和 磁场 的震荡传播。但是两者的传播速度是一样的，都是 光速 ，即每秒30万公里（比较地球月球距离38万公里）。
能量、动量和角动量
波可以携带线性 动量 ，这种可能性对 天体 物理学有一些有趣的影响。 在两个 超大质量黑洞 合并后，线性动量的发射可以产生 振幅 高达4000公里/秒的“ 反冲 ”。这足以将合并的 黑洞 完全从其 草薙哮 星系 中 喷射 出来。即使踢力太小而无法完全 喷射 黑洞，它也可以暂时将其从 星系 的核心中移除，之后它会围绕中心振荡，最终静止下来。
被踢出的 黑洞 还可以携带一个 星团 ，形成一个超紧凑的 恒星系统 。 或者它可能携带气体，使反冲黑洞暂时表现为“裸 类星体 ”。类星体SDSS J092712.65+294344.0被认为包含 一个 反冲 超大质量黑洞 。
引力红移
引力 红移 也称为 阿尔伯特·爱因斯坦 位移。根据 广义相对论 ，引力能引起时间的膨胀，光从 引力场 发射出来时会产生红移现象，即引力红移。引力红移首次在庞德-雷布卡实验中得到验证。引力红移现象在 地球 上比较少见，但是在 黑洞 附近可以观察到很强烈的引力 红移 现象，当一个物体接近黑洞 视界 时，红移会变得无限大。引力红移也是在 宇宙 微波 背景辐射 中造成大角度温度扰动的原因。
引力子
1974年，研究发现，闭弦 频谱 中包括一个对称 张量 （对应 自旋 为2）的无质量模，对应的是传播 引力 相互作用的载体，通常称为 引力子 。进一步研究表明，任何在 量子力学 意义上目自治的 弦理论 必然包含闭弦，即包括 引力 相互作用，因此弦理论至少是一一个描述引力的量子理论而不仅是描述 强相互作用 。
如果这样的粒子存在，则预计它是无质量的（因为引力似乎具有无限范围）并且必须是自旋-2 玻色子 。可以证明，任何无质量的自旋2场都会产生与 引力 无法区分的力，因为无质量的自旋2场必须以与 引力场 相同的方式 耦合 到 应力 能量 张量 （相互作用）；因此，如果发现了无质量 自旋 2粒子，它很可能就是 引力子 ，而无需与其他无质量自旋 2 粒子进一步区分。 这样的发现将量子理论与 引力 结合起来。
确定行进方向
直接探测引力波的困难意味着单个 探测器 也很难自行识别源的方向，仅在GW170814的情况下，事件发生时三个 探测器 正在运行，因此方向是精确定义的。所有三种仪器的检测都对源位置进行了非常准确的估计，90%的可信区域仅为60deg 2 ，比以前准确了20倍。
引力波源
2015年，人类才首次直接探测到引力波，这是由两个 黑洞 合并产生的。从那以后，人类又探测到了更多的引力波事件，包括 双中子星 合并和黑洞- 中子星 合并。可能测到的引力波源主要来自双致密 星系 统(如 中子星 、 黑洞 等)的 进动 (Inspiral)或者并合、快速旋转的 致密天体 、 超新星 爆发、 超大质量黑洞 绕转并合以及随机的引力波背景等。
双星系统
双中子星 系统的缠绕运动将释放引力波，其轨道尺度变小。1974年， 美国 天文学家 赫尔斯 和 J.H.泰勒 ，利用阿雷西博305米口径射电望远镜，观测到双中子 星系 统的轨道收缩，虽然每年3厘米的轨道变化，这与 阿尔伯特·爱因斯坦 的 预言 一致。由于他们间接证实引力波存在，于1993年两人获得 诺贝尔物理学奖 。
科学家 可以通过观测 双星 轨道参数的变化来间接验证引力波的存在。 碰铃 是一种典型的 引力 波辐射源，由于不断辐射引力波，能量和 角动量 逐渐减小，从而使双星的间距变小， 公转 周期变短，这种效应被称之为引力辐射 阻尼 。然而并非任何一个双星体系都适合于这种检验，因为有些非 相对论 因素（如两星体之间的 潮汐 作用、 电磁辐射 或 星风 等）也会引起 公转 周期的变化，理论研究表明：只有由两颗 中子星 组成的双星体系才有可能检验 引力 辐射 阻尼 。
引力辐射会使在旋近态中的 双星 损失动能，造成其轨道以很缓慢的速度发生 衰减 ，两颗 恒星 逐渐接近。换句话说，它们发生 引力 辐射的时间尺度远大于其公转周期，因此这一过程被认为是绝热的，最常用的预测 波形 的方法是后牛顿近似方法。 其中轨道运动辐射的能量会造成轨道的收缩，其结果是观测到发射的引力波频率随时间增加而变大，这种波叫做chirp信号。如果能够观测到chirp的时间尺度，就可以推算出 双星 的chirp质量；进而可以从chirp质量和观测到的引力波振幅推算出 双星 到地球的距离，这将有可能测量 哈勃 常数 和其他 宇宙 学常数。 随着 双星系统 的轨道 衰减 逐渐加快，绝热近似不再适用，这样双星系统进入合并态，两颗 恒星 接近后发生接触合并成一个 黑洞 ，并有相当部分的质量以引力波的形式释放。
脉冲星
科学家们在探索将 脉冲星 用于计时和引力波探测。 当脉冲星旋转时，它们发射的信号就像加强版 灯塔 光束一样扫过 宇宙 ，这样 地球 上的天文学家每秒就能观察到来自某些脉冲星的数百次 闪光 ，就像 原子钟 一样规律。当引力波从中穿过时将略微改变脉冲星和 地球 之间的距离，因此，天文学家希望通过监测银河系中一组 脉冲 星多年来的脉冲到达时间，即脉冲星计时阵列（PTA）的 微小 变化探测通过的引力波。
脉冲星阵列的监测可以反映引力波穿过时的 漂移 ，引力波损失 动量 可以导致脉冲星转动速度饱和。上述现象的观测和监测，成为判断引力波的存在证据。 1974年，罗素·艾伦· 拉塞尔·赫尔斯 和小 J.H.泰勒 观测到的霍尔斯· J.H.泰勒 双脉冲星（Hulse–Taylor binary pulsar）的 轨道衰变 是引力波存在的第一个间接证据。 除此外也可通过监测 脉冲星 的脉冲周期来探测引力波。特别是监测脉冲星的脉冲周期的方法可探测到更 低频 (10 -9 ~10 -6 赫)的引力波。
2023年，由 中国科学院国家天文台 等单位科研人员组成的 中国 脉冲星 测时阵列（CPTA）研究团队利用 500米口径球面射电望远镜 FAST，探测到 纳赫兹引力波 存在的关键性证据，相关论文 于中国 天文 学术期刊 《天文与天体物理学研究》在线发表。
引力坍缩和伽玛射线暴
中子星 的形成来源于 超新星 的 引力 缩，超新星内核的坍缩 速率 可达每秒七万千米。 这种引力坍缩并不是高度对称的，这一点已经在对 超新星 SN 1987A的观测中得到证实。 因此这种 引力坍缩 会产生一种持续时间很短且无 周期性 的 引力 波突发信号。 但 引力 辐射的 波形 和 振幅 都很难从理论上预测，一般认为只能运用数值模拟的方法。 理论上估计，如果在 本星系团 之内发生超新星坍缩，而且其发射的能量要大于0.01倍太阳质量，那么现在的地面 探测器 就有可能观测到这类事件。
伽玛射线暴是短时间（几毫秒至几分钟）内极高强度的伽玛射线辐射突然爆发事件，按持续时间分为长短两类。根据大多数观测所得出的结论来看，伽玛射线暴很可能是高速自转的黑洞诞生时所产生的。 相对于 引力坍缩 来说，这种高速自转的 非对称 性结构会形成高度稳定的引力辐射，因而有可能在观测到其 电磁辐射 爆发的同时探测到相应的 引力 辐射。 但2007年2月发生了一次来自 仙女座星系 方向的 GRB 070201短 伽玛射线 暴，而LIGO并没有探测到 引力 辐射的存在，这可能是因为GRB 070201发生地点比仙女座 星系 更为遥远。 根据研究表明，费米伽马射线空间望远镜在理论上也能感应到通过的引力波。尽管该技术尚不足以支撑实际检测，但已经在帮助研究人员加强相关分析。
黑洞
黑洞 双星
黑洞是 阿尔伯特·爱因斯坦 广义相对论 预言 存在的一类特殊 天体 ，黑洞合会产生引力波。 黑洞合并时释放出巨大引力波能量， 地球 的 引力 波 激光 干涉仪 LIGO的干涉臂被引发微小的震动。
原初黑洞是指在早期 宇宙 中由密度扰动引起的 引力 塌缩而形成的黑洞，它们不同于 恒星演化 或合并产生的黑洞。原初黑洞最早由扎尔多维奇在1966年提出，并由 斯蒂芬·霍金 等人在上世纪七十年代进一步发展，是 暗物质 的一个可能候选者。如果存在足够多的原初黑洞，它们就会对 宇宙 背景辐射 、 星系 形成、 引力 透镜 等现象产生可观测的影响。
原初 黑洞 形成时，由于密度扰动带来了物质分布和运动状态的变化，因此会产生二阶 张量 扰动或者说诱导引力波。这些诱导 引力 波与原初 张量 扰动有着不同的特征和来源，但都可以反映出早期 宇宙 密度扰动的信息。因此，通过探测诱导引力波，可以间接地探测到原初张量扰动，并且对暴胀模型进行约束。
黑洞 双星 在 回原旋 、合并和衰荡阶段发射引力波。因此，在20世纪90年代初，物理学界团结起来，与二元黑洞大挑战联盟共同努力预测这些系统的 引力 波 波形 。 最大幅度的发射发生在合并阶段，这可以用数值 相对论 技术来建模。
大质量和 超大质量黑洞
两个特大质量黑洞的合并，就是 恒星质量 黑洞合并的加强版。由于参与的质量很大，其 引力 辐射的频率很低，但 振幅 却相当高。因为有效信号振幅和黑洞质量基本成近似 线性关系 ，在相同距离下质量为10 6 倍太阳质量的大质量黑洞的 引力 辐射振幅约为10倍太阳质量的 黑洞 引力辐射的10 5 倍（h~10 −17 ）。 与 恒星 不同的是， 星系 之间发生碰撞的概率相当高，例如 蛇夫座 的星系碰撞残留物NGC 6240，当中含有两个分别来自原 星系 的特大质量 黑洞 。 在两个星系合并后，两者中心的黑洞会逐渐向新形成的星系中心 漂移 并最终发生碰撞，这一机制说明 宇宙 间 超大质量黑洞 合并的几率是相当高的。
极端质量比例旋
特大质量黑洞与 白矮星 、 中子星 、 恒星质量 黑洞和 中等质量黑洞 等较小质量 致密天体 合并，这被称作极端质量比例旋（Extreme 质量 Ratio Inspiral，简称EMRI）。当一个致密星体碰巧接近 星系 中心的超大质量黑洞时它有可能被俘获，在围绕着超大质量黑洞 公转 的同时放出引力波，因此这也是一种旋近态。不过由于两者质量比例悬殊，这种旋近态的变化比一般的 双星系统 更为缓慢，从观测的角度来说，这意味着可以用长达数年的时间观测到同一种 波形 。
超新星
超新星 爆发时光度为接近10 10 太阳光度(相当于整个星系的光度)，释放能量可达1046焦，光变幅超过17 星等 ，即增亮千万倍至上亿倍。这是 恒星 世界中已知的最激烈的爆发现象之一 超新星 爆发后形成强的 射电源 、X射线源和 宇宙 线源。 超新星 爆发瞬间及爆发后所观测到的现象中，涉及各种物理机制，如中微子和 引力 波发射、燃烧传播及爆炸 核合成 、放射性 衰变 及 激波 同星周物质的作用等。
旋转中子星
只有当质量之间存在球面不对称运动时，质量分布才会发射 引力 辐射。旋转的 中子星 通常不会发射 引力 辐射，因为中子星是高密度物体，具有强大的 引力场 ，使它们几乎保持完美的球形。然而，在某些情况下，表面上可能存在称为“山”的轻微变形，这些变形是在表面上方延伸不超过10厘米的凸起。
大爆炸
引力波自诞生起在 宇宙 中的传播至今就几乎没有 衰减 或散射。 从 引力子 的角度看，是因为引力子具有非常小的散射截面。 在描述早期 宇宙 的暴胀模型中，引力子在 普朗克时期 内产生，并有可能按照引力场和其他场的自由度均分，这就形成了其温度相当于 微波 背景辐射 的引力波的热 背景辐射 。其后宇宙进入暴胀时期，暴胀对最初质量密度的形成提供了足够大的微扰，这种机制使 星系 能够形成。而这些微扰则以 引力场 微扰的形式传播至整个宇宙形成了随机背景辐射，引力波形成的随机背景辐射被认为是 各向同性 、静态且无偏振的。
宇宙 微波 背景辐射 揭示了大爆炸之后10 5 年的宇宙状况，对太初核合成的研究揭示了大爆炸之后几分钟内的 宇宙 状况，而 引力 波的诞生则可以追溯到大爆炸之后小于10 −24 秒的时间范围之内。对这种 引力 随机 背景辐射 的观测是 引力波天文学 最重要的课题之一。
相关原理
线性爱因斯坦方程
广义相对论 预言 下的 引力 波是以波形式传播的时空扰动，被形象地称为“时空涟漪”。 广义相对论下的弱 引力 场可写作对平直时空的线性微扰：（以下采用自然单位，引力 常数 G和 光速 c都设为1）
，其中 这里 是平直时空的 赫尔曼·闵可夫斯基 度规， 是弱 引力 场带来的微扰。
引力辐射的四极矩近似公式
引力辐射的四极矩近似公式，描述了一个弱 相对论 系统引力辐射的最基本情形。其中 描述了波源的 质量 能量分布：
这里 张量 即是系统的质量四极矩（ 转动惯量 张量 ），而 是波源的 质量 能量密度，积分范围是整个波源内部。
四极矩公式的物理意义是 引力 辐射起始于随时间二阶变化（例如谐振）的四极矩，这一点与 电磁辐射 不同：电磁辐射起始于随时间二阶变化的偶极矩。这一区别的来源是：一个随时间二阶变化的 电偶极矩 或磁偶极矩对应着电荷密度中心的振动，这一振动是随意不受限制的；而一个随时间二阶变化的质量的偶极矩对应着 质心 的振动，这一振动不能满足 动量守恒定律 ，因此不存在这样对时间二阶偏导不为零的质量偶极矩。由于四极矩是偶极矩的更高阶项，这也是 引力 辐射要远弱于电磁辐射的原因。
四极矩近似下引力波的光度（总辐射功率）
四极矩近似下 引力 波的光度（总辐射功率）为：
这里Q是 张量 矩阵 的迹。 引力波的能量通量（单位面积的辐射功率）近似为:
这里f是单色 引力 波的频率。思考一个地面 探测器 可以感测到的微弱辐射暴，其频率为1000 赫兹 ，到达地球时的 引力 强度为10 -22 的引力波，则其能量通量约为3×10 −3 W/m 2 这相当于 满月 时 地球 从月球接收到的 电磁辐射 能量通量的两倍，大约有1ms之久，这 引力 波源是夜间天空最亮的星体。这表明引力波实际可以携带很大的能量，但与物质相互作用力非常小，这才是引力波难以被探测的根本原因。
探测
引力 波是时空引力能量的传播，不同于 电磁波 ，引力波是物质能量剧烈加速变化引起时空形变的传播。
引力波有两个重要且独特的性质。首先，附近不需要任何类型的物质来使不带电黑洞的 双星系统 产生波，该系统不会发射 电磁辐射 。其次，引力波可以穿过任何中间物质而不会被显着散射。例如，来自遥远 恒星 的光可能会被星际尘埃阻挡，而引力波将基本上不受阻碍地穿过。这两个特征使得 引力 波能够携带迄今为止人类从未观察到的 天文现象 的信息。
在 引力 波的存在是 引力场 的固有性质被证明后， 物理学家又严格证明了引力辐射是含能辐射，其会带动有质量的物体在空间中运动，这也证明了引力波理论的预测能够转化为实际探测。
引力波天文学
引力波天文学 是 相对论 天体 物理学的一个分支，研究各种 天体 过程的引力波发射，以及引力辐射对 天体 现象的影响。直接探测 天体 发射引力波的工作，也在进行中。
哈勃空间望远镜 探测到的两个合并 星系 中心的黑洞合并而成的 超大质量黑洞 ，理论上是被引力波从合并中心喷射出来的。 在引力波提出后，如何探测引力波便成为了巨大的难题；引力波的探测存在理论与实验两大方面的难题，对于理论层面，有如下的两大难题：
一、描述了 引力 波的解是考虑特定坐标变换而得出的，因此引力波可能只是一种虚假的坐标效应，而非 引力场 的固有性质。
二、 引力 波不一定从其发射源带走能量，单纯的、无能量的时空波动无法被探测。
以上两点直到20世纪50、60年代才被逐一解决。20世纪50年代，物理学家建立了严格的、与坐标选择无关的 引力 辐射理论，并求出了该理论下严格的波动解，证明了引力波的存在是引力场的固有性质。 20世纪60年代，物理学家在研究零 曲面 上的初值问题时严格证明了引力辐射是含能辐射，其会带动有质量的物体在空间中运动，即证明了 引力 波的可探测性。
引力波探测器
引力波探测器所能提供的典型定位误差有几百平方度。这大大限制了其他 波段 望远镜的后随观测。而利用多个波段的望远镜对引力波事件的综合研究却是十分必要的。根据已有研究，双致密星并合过程不仅产生引力波，往往还伴随着 射线 、软X射线、光学、射电等 波段 的辐射，其中 射线通常以 射线暴的形式出现。因此，对引力波的多波段联合观测当中，除了对引力波本身的观测，对 射线暴的观测排在了 时间序列 的最前端-它可为其他波段的观测提供触发。 射线暴的定位精度可达到角度甚至角分的量级，这远好于地面 引力 波 探测器 网络的空间定位能力，可以为后随观测提供更为精确的位置信息。因此，引力波电磁对应体的y射线暴探测变得非常关键。
人造引力波天线分为：调振型探测器和 激光 干涉仪 作为引力波探测天线。
调振型 探测器 依靠 引力 波与天线的本征频率 共振 达到在较小空间内获得较高灵敏度的目的。最早建造的韦伯棒就属这一类。因为球状探测器对所有方向都敏感，菜顿大学的minGRAIL探测器是第一个设计成球形的探测器，其直径为68厘米，重1300 千克 ，共振频率约为3000赫， 带宽 为230赫，预期工作温度在20毫开。 圣保罗大学 计划建造的Mario Schenberg引力波 探测器 具有类似的设计，其直径为65厘米，重1.15吨，工作温度为20毫开。调振型 探测器 的主要问题在于其工作频率只限于在本征频率附近的一个很窄的频率范围内。
用 激光 干涉仪 作为引力波探测天线，克服了调振型天线工作频带窄的问题。美法、意、英、德、日以及 澳大利亚 等国相继投巨资兴建干涉仪，臂长达数百米乃至数千米的大型激光干涉 引力 波探测天线。
探测方式
虽然 引力 辐射的直接探测非常困难，但2015年开始，先进激光干涉引力波天文台(Advanced LIGO)已经探测到多个 双黑洞 并合触发的引力波事件。除此之外，比如 双星 体系 公转 、 中子星 自转、 超新星 爆发、黑洞超 吸积 过程等，以及理论 预言 的 黑洞 的形成、并合和捕获物质等过程，都能辐射较强的引力波。
间接探测
另外，可以通过观测 双星 轨道参数的变化来间接验证 引力 辐射的存在。双星是一种典型的引力波辐射源。双星由于不断辐射 引力 波，能量逐渐减小，从而使间距变小，公转周期变快。所以，通过对双星体系 公转 周期变化等参数的观测，即可定量验证 引力 辐射 阻尼 的存在。 J.H.泰勒 等科学家测得射电脉冲双星PSRB1913+116的公转周期=27906.98172+0.00005秒（1978年11月的值），周期变率=(-3.2+0.6)×10 -12 。这是引力波存在的第一个间接定量证据。 拉塞尔·赫尔斯 和 泰勒 也因此于1993年荣获 诺贝尔物理学奖 。
直接探测
检验引力波存在的第二个方法是直接探测。引力波携带能量，穿过物体时可使物体获得能量而产生运动。因此，可用质量体系作天线，直接接收 天体 源发射来的引力波。引力波传播时，在垂直于其前进方向的平面内的场是不均匀的。在垂直前进方向的平面内，两独立 偏振 态在某一时刻的 力线 梯度 与处于该平面内的四个检验质量A、B、C、D的受力和运动方向。
引力波的强度是物体运动速度与 光速 之比的五次方(v 5 /c 5 )，其强度极小，非常难探测。为探测引力波，从50年代末开始相继设计出许多探测 引力 波的方法，并于60年代开始建造引力波探测天线。
实际探测与发展
2002年LIGO搭建完成并开始对引力波的探测，两年后LIGO开始了升级，新的高级LIGO开始搭建，并在2015年开始运行。高级LIGO由分别位于 杰拉德·华莱士 利文斯顿及汉福德两个相距3002千米的相同激光 干涉仪 构成，每个 探测器 由两个相互垂直的长度为4千米的干涉臂组成。
2016年2月， 美国 科学基金会宣布 激光 干涉引力波天文台（LIGO）于2015年9月14日首次发现两颗黑洞并合产生的引力波信号，该发现揭开了 引力波天文学 时代的序幕。 同年2月11日，LIGO宣布在2015年9月14日观测到了引力波GW150914，随后在次年6月，LIGO又宣布观察到第二个引力波信号 GW151226。
2017年8月17日，LIGO和VIRGO以及全球70多个望远镜合作组首次联合发现 双中子星 并合引力波（编号GW170817）及引力波闪（编号 GRB 970508 170817A），随后又发现光学、软X射线以及射电 波段 的电磁对应体。
截至2023年，各种各样的引力波 探测器 正在建造或者运行当中，比如先进激光干涉引力波天文台 (advanced LIGO； aLIGO， 美国 )、 室女座 干涉仪 (VIRGO， 意大利 )、GEO600( 德国 )、神冈引力波 探测器 (KAGGRA， 日本 )、空间引力波项目eLISA(演化 激光 干涉空间天线)( 欧洲 )、空间太极计划( 中国 )、天琴计划(中国)、 阿里巴巴集团 原初引力波实验(中国)等。上述引力波探测器对不同来源不同频率的引力波进行探测。
下一代的激光干涉仪计划如 爱因斯坦 望远镜（ET）将建造在地下，由三个10千米长的臂构成 等边三角形 ，每个角上放两个探测器，ET可以用来探测引力波的偏振。中国相关大学及研究所也在计划建造地下 激光 干涉 引力 波 探测器 。
引力波通过时的效应
虽然引力波不断地经过 地球 ，但即使是最强的，对 地球 的影响也微乎其微，而且它们的来源通常相距很远。例如，GW150914的最终合并所发出的波在传播了十亿光年之后到达地球，作为时空的涟漪，将4公里LIGO臂的长度改变了 质子 宽度的千分之一，按比例相当于将到 太阳系 外最近 恒星 的距离改变了一根头发丝的宽度，因此只有最先进的探测器才能在地球上观测到它们。 引力波信号的定位依赖于其到达地面 探测器 网络中不同探测器的时间同差，地球尺度的限制使地面探测器网络的空间定位能力的极限为~10平方度。
研究意义
由于引力辐射不会被屏蔽，故有极强的穿透性，可带来巨型星体内部的丰富信息。另一方面，引力波与任何物质(包括那些尚未被看到的物质)都有相互作用，在引力波的传播过程 中将 会记录下宇宙中所有物质的信息。探测 引力 波将为探索 宇宙 打开一个极其重要的窗口，从中了解借助其他方法无法得到的大量信息。引力波是对 阿尔伯特·爱因斯坦 理论在强 引力场 情况及一个前所未有的精度范围内的检验，为研究引力理论及 天文现象 打开了一个全新的窗口。
由于 引力 与物质 耦合 的弱点，引力波的吸收或散射非常少，即使它们在天文距离上传播。特别是，引力波预计不会受到早期 宇宙 不透明性的影响。在这些早期阶段，空间还没有变得“透明”，因此基于光、 无线电 和其他 电磁辐射 的观测是有限的或无法获得的。因此，原则上，引力波有望提供关于早期宇宙的大量观测数据。
文化影响
文学作品中出现了以引力波为灵感，构思的科幻产物，如： 刘慈欣 在他的《 三体 》系列小说中假设引力波发射的基本原理是具有极高质量密度的长弦的振动，最理想的发射天线是黑洞，可用大量 微型黑洞 连成一条长链，在振动中发射引力波。 小说中“ 万有引力 ”号 通过 引力波 将 三体人 所在 星系 的坐标向全 宇宙 广播。 引力波 广播公布了三体坐标的六年后， 三体星系 被某种未知的力量完全破坏的影像被传回了银河系，而四光年以外的三体世界则在已经完全毁灭了，只留下少数仍在 宇宙 中远航的舰队。