吳鎧嵐，林栩凌，鄭永超，黎 明，邊 星，王運(yùn)永，霍紅慶，牛家樹，賈建軍，張曉敏

（1.北京空間機(jī)電研究所，北京 100094；2.蘭州大學(xué) 物理科學(xué)與技術(shù)學(xué)院，蘭州 730000；3.航天東方紅衛(wèi)星有限公司，北京 100094；4.中國科學(xué)院 力學(xué)研究所，北京 100190；5.中國科學(xué)院 高能物理研究所，北京 100049；6.山西大學(xué)，太原 237016；7.中國科學(xué)院 上海技術(shù)物理研究所，上海 200083；8.北京紫微宇通科技有限公司，北京 100190）

引 言

早在1916年，愛因斯坦便根據(jù)弱場近似預(yù)言了引力波的存在；而直至2015年，人們才第一次探測到引力波信號，即引力波事例GW150914。引力波信號的首次觀測這一里程碑事件，進(jìn)一步激發(fā)了人們對引力波探測的熱情。此后提出的空間引力波探測方案，進(jìn)一步擴(kuò)展了可探測的頻段，使得人類有可能探測低頻引力波信號。然而無論是地面引力波探測抑或是空間引力波探測，都缺乏探測0.1 Hz處引力波信號的測量手段。地面引力波探測任務(wù)，如激光干涉引力波觀測站（Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory，LIGO）和室女座引力波天文臺（Virgo）等著力于探測10～103Hz頻段的引力波信號，對應(yīng)的主要天體波源有雙黑洞合并、雙中子星合并以及黑洞–中子星系統(tǒng)；后續(xù)的地面探測任務(wù)如 “ 愛因斯坦望遠(yuǎn)鏡 ”（Einstein Telescope，ET），將會進(jìn)一步將探測頻段擴(kuò)充到5 Hz[1]。而空間引力波探測任務(wù)如“激光干涉測量空間天線”（Laser Interferometer Space Antenna，LISA）、“天琴”和“太極”等，將關(guān)注mHz頻段引力波信號的探測，對應(yīng)的主要天體波源有致密雙星系統(tǒng)、大質(zhì)量雙黑洞并合系統(tǒng)、極大質(zhì)量比雙黑洞旋轉(zhuǎn)系統(tǒng)、星團(tuán)中的中等質(zhì)量黑洞、原初背景引力波以及宇宙弦等量子引力來源的瞬時波源[2]。此外，還有針對于nHz頻段的脈沖星計時陣列[1,3]。為更好地探測0.1～5 Hz頻段處引力波信號，月基引力波探測方案被提出，即在月球表面搭建引力波探測器。由此可以探測0.1～5 Hz頻段對應(yīng)的由致密恒星天體和白矮星組成的恒星質(zhì)量雙星、中等質(zhì)量黑洞以及隨機(jī)引力波背景等波源[4]。分，月球上的大氣壓在10?8Pa，可與LIGO的真空環(huán)境相媲美；在日落之后，月球上的大氣壓更是會下降到10?10Pa[5]。這一天然的高真空環(huán)境，可減少建設(shè)與維護(hù)

相較于已有的引力波探測計劃，月基引力波探測存在諸多優(yōu)勢。①月球表面的地震噪聲更為微弱，在0.1～5 Hz頻段處，月球的地震噪聲比地球的地震噪聲至少小3個量級[1]。而反觀地面引力波探測，以“先進(jìn)LIGO”（advanced LIGO，aLIGO）為例，在≤10 Hz的頻段，地震噪聲將占主導(dǎo)地位，由此限制了探測器的測量精度。②月球具有天然的真空環(huán)境。在日出時真空設(shè)備的支出。同時，由于月球良好的真空環(huán)境，可憑借最小的代價來延長月基引力波探測器的臂長，此時探測器臂長僅受到月球半徑約束。③相比于地球表面的引力波探測器，月基引力波探測所受到的引力梯度、潮汐影響更小。此外，對于月基引力波探測，自然因素的干擾也更少。④相比于地球表面的引力波探測器，月基引力波探測器基本不會受到人類活動的干擾，其所處的環(huán)境更為安靜，受到的影響更少。⑤相比于空間引力波探測器，月基引力波探測器更加便于維護(hù)；可由地面以及月球?qū)嶒灮緦ζ溥\(yùn)行狀態(tài)進(jìn)行監(jiān)控，對故障進(jìn)行檢修，且可對月基引力波探測器進(jìn)行升級改造，有效延長探測器的工作周期。⑥月基引力波探測頻段在較低頻段處（0.1～5 Hz），其數(shù)據(jù)傳輸率僅比空間引力波探測任務(wù)大一個量級[1]，較易于傳輸?？偠灾?，相比于地面引力波探測，月基引力波探測受到的環(huán)境影響因素更少，探測靈敏度更高；相比于空間引力波探測，月基引力波探測更易于維護(hù)，工作周期更長。同時，由于環(huán)境干擾極少，月基引力波探測可保證在任務(wù)周期內(nèi)全天候運(yùn)行。此外，將月基引力波探測結(jié)果與地面引力波探測結(jié)果相結(jié)合，可以有效提高地面引力波探測的角分辨率。

在月球表面建造引力波探測器，除了用于探測0.1～5 Hz頻段處引力波信號，部分月基引力波探測方案通過特殊的設(shè)計還可用于進(jìn)一步了解月球的地質(zhì)結(jié)構(gòu)。月基引力波探測器的測量結(jié)果可用于了解月殼和月幔的性質(zhì)、探索月殼和月幔中其它尚未發(fā)現(xiàn)的層和異常區(qū)的位置、探索月球核心的位置和狀態(tài)，以及了解月震源的地理和深度分布。

本文將主要介紹月基引力波探測現(xiàn)狀，關(guān)注其探測原理和方法。同時討論月面建造引力波探測器可能面對的關(guān)鍵問題，并給出可能的解決方案。

1 引力波描述及特性

在廣義相對論中，時空并非是平直的，有質(zhì)量的物體會導(dǎo)致時空的彎曲，此時引力將被視為物質(zhì)對時空彎曲的一種響應(yīng)，是時空彎曲曲率的一種表征。借助黎曼幾何方法與廣義協(xié)變原理，愛因斯坦建立起了表征時空性質(zhì)與物質(zhì)及其運(yùn)動相互關(guān)系的廣義相對論方程，即愛因斯坦引力場方程[6]

其中：Gμυ為愛因斯坦引力張量；Rμυ為二階里奇張量；R為曲率標(biāo)量；G為引力常量；c為光速；Tμυ為能量動量張量；gμυ為度規(guī)張量。廣義相對論中以黎曼幾何來描述時空，其線元表達(dá)式為[6]

其中：時空度規(guī)張量gμυ用于描述時空結(jié)構(gòu)；x0=ct；xμ（μ=1,2,3）是空間坐標(biāo)。當(dāng)考慮弱場近似，此時時空度規(guī)張量可視為平直時空度規(guī)ημυ加上微擾hμυ[6-7]

將式（3）代入引力場方程（1）可得弱引力場下的線性愛因斯坦方程

其中：

□為達(dá)朗貝爾算子，表達(dá)式為

在真空情況下，Tμυ=0，由此弱引力場下的線性愛因斯坦方程變?yōu)?/p>

在橫向無跡（Transverse-Traceless，TT）規(guī)范下

由此弱引力場下的線性愛因斯坦方程可化為

方程（9）最簡單的解就是平面波解。此后再引入TT規(guī)范，可得hμυ表達(dá)式[6]

式（10）實際上就是引力波滿足的解，它表征了沿z方向傳播、波速為光速c的引力波。其中h+、h×對應(yīng)了引力波的兩個極化方向，二者皆垂直于引力波傳播方向。

由此可見，引力場的擾動在宇宙中的傳播形成了引力波，或者說，引力波是彎曲時空的漣漪。此外，由式（10）可以得到引力波的一些特性[6]：①引力輻射的一階項是質(zhì)量4極矩隨時間變化時發(fā)射的；②引力波是橫向無跡的，它有2個極化方向h+、h×，二者皆垂直于引力波傳播方向；③引力波以光速傳播；④引力波信號非常微弱。引力波探測對宇宙學(xué)的發(fā)展有著重要意義，它可以向我們提供宇宙深處的信息。

2 月基引力波探測現(xiàn)狀

1972年，旨在探測引力波的月球表面重力儀實驗憑借“阿波羅17號”（Apollo 17）任務(wù)得以在月球表面進(jìn)行，但因技術(shù)原因?qū)е聝x器出現(xiàn)故障，使得所測數(shù)據(jù)無效[8]。近年來，美國國家航空航天局（National Aeronautics and Space Administration，NASA）重啟的“阿耳特彌斯”（Artemis）計劃，以及美國太空探索技術(shù)公司（Space X）和藍(lán)色起源公司（Blue Origin）在內(nèi)的航天公司正在進(jìn)行的一系列商業(yè)航天計劃，使得在月球上建立引力波探測基站成為了可能。下文將對月基引力波探測的發(fā)展現(xiàn)狀進(jìn)行介紹，討論分析已有的月基引力波探測方案。

2.1 宇宙學(xué)引力波月球觀測站

2.1.1 探測原理

宇宙學(xué)引力波月球觀測站（Gravitational-Wave Lunar Observatory for Cosmology，GLOC）由美國范德堡大學(xué)（Vanderbilt University）的Karan Jani和哈佛大學(xué)（ Harvard University）的Abraham Loeb等提出，該方案考慮在月球表面建立正三角形激光干涉儀引力波探測器，干涉儀臂長40 km，如圖1所示[1]。該探測器包含3個基站，每個基站包含有1個激光器和2個測試質(zhì)量。由式（10）可知，當(dāng)引力波信號經(jīng)過時，其極化性質(zhì)會導(dǎo)致兩極化方向h+、h×的時空發(fā)生畸變，進(jìn)而引起干涉臂的光程變化。考慮h+極化方向，當(dāng)引力波經(jīng)過時，其應(yīng)變強(qiáng)度可表示為[6]

圖1 GLOC示意圖Fig.1 Illustration of GLOC detector

其中：δL為引力波造成的微小臂長變化。常規(guī)情況下探測器會工作在暗紋狀態(tài)，這一微弱變化會改變光束的相位，進(jìn)而破壞兩相干光初始的相消條件，此時光電探測器可接收到信號；對這一信號進(jìn)行解調(diào)可獲得引力波信號[6]。

2.1.2 探測靈敏度與探測目標(biāo)

GLOC與其它地面引力波探測器和空間引力波探測器的靈敏度對比如圖2所示[1]。

圖2 各探測器靈敏度對比Fig.2 Gravitational-wave sensitivity of different detectors

由圖2可得，GLOC的設(shè)計分為保守設(shè)計和優(yōu)化設(shè)計。其中保守設(shè)計探測頻段低頻極限為1 Hz，而優(yōu)化設(shè)計低頻部分可達(dá)到0.25 Hz。為達(dá)到優(yōu)化的設(shè)計，即探測頻段低頻達(dá)到0.25 Hz，需要考慮一種新型的懸掛方式。一種可能的設(shè)計是令測試質(zhì)量處于自由落體。對于1 Hz以下，GLOC的靈敏度主要受到月震噪聲和懸架熱噪聲影響。預(yù)期的月震噪聲要比地面引力波探測器受到的地震噪聲小3個量級；而由于月球表面的低重力環(huán)境，預(yù)期的懸架熱噪聲也會比地面探測器至少小3倍[1]。對于熱噪聲的進(jìn)一步壓制將著力于鏡面熱噪聲的減小，具體實施方法為采用針對于低溫探測器的鏡面鍍膜。

GLOC的可觀測天體波源如圖3所示[1]。在可觀測閾值之內(nèi)，即信噪比（Signal to Noise Ratio，SNR）≥8的情況下，GLOC預(yù)期能夠在可觀測宇宙的70%范圍內(nèi)探測中子星以及恒星質(zhì)量黑洞的合并。

圖3 GLOC可觀測的天體引力波源Fig.3 Gravitational wave sources observable by GLOC

如圖4所示為SNR=100時的各探測任務(wù)可探測半徑的對比[1]。其中橫軸為對應(yīng)雙星系統(tǒng)的總質(zhì)量，縱軸為SNR=100時的探測半徑。其中黑色和灰色的實線分別代表GLOC探測器的優(yōu)化情況和保守情況下的探測靈敏度；而虛線代表各空間引力波探測任務(wù)；各藍(lán)色曲線代表各地面引力波探測任務(wù)。由圖4可得，在GLOC可測量的整個天體波源質(zhì)量范圍內(nèi)，它的靈敏度要優(yōu)于地面引力波探測器CE （Cosmic Explorer）、ET（Einstein Telescope）和aLIGO，且在部分區(qū)間靈敏度優(yōu)于空間引力波探測器LISA。

圖4 高信噪比探測任務(wù)Fig.4 High signal-to-noise ratio detection

2.2 月球引力波天線

2.2.1 探測原理

月球引力波天線（Luna Gravitational Waves Antenna，LGWA）是由意大利格蘭薩索科學(xué)研究所（Global Strategic Study Institute，GSSI）的Jan Harms主導(dǎo)提出的，旨在對1 mHz～10 Hz頻段引力波進(jìn)行探測的月基引力波探測計劃[8]，如圖5所示。該計劃以月球整體為天線感受引力波引起的潮汐力，以潮汐力引起的月球振動為直接觀測效應(yīng)，其本質(zhì)與韋伯棒類似。月球部分本征振動模態(tài)與已知引力波源的頻段重疊，以月球作為天線的引力波探測設(shè)想在1970年代已出現(xiàn)，隨后出現(xiàn)了基于該設(shè)想的各種探測方案。LGWA也是基于該設(shè)想的方案。LGWA的主要方案特點(diǎn)是：①以4個高靈敏度月震儀構(gòu)建km規(guī)模的局部傳感器陣列，而非以往在單個地點(diǎn)或在全月球布置傳感器的方案，可以通過對4個傳感器數(shù)據(jù)的處理將引力波與引發(fā)月球振動的部分其它效應(yīng)相分離；②月震儀陣列部署于月球南極附近大型撞擊坑所形成的永久陰影區(qū)內(nèi)。

圖5 LGWA任務(wù)探測器示意圖Fig.5 Illustration of LGWA detector

LGWA月震儀計劃采用一維低頻諧振子檢驗質(zhì)量、激光干涉位移讀出、超導(dǎo)量子干涉器件（Superconducting QUantum Interference Device，SQUID）位移讀出與超導(dǎo)磁力反饋相結(jié)合的基本方案。將其部署于永久陰影區(qū)內(nèi)主要出于以下幾點(diǎn)考慮：①永久陰影區(qū)內(nèi)環(huán)境溫度永久低于30 K，且波動遠(yuǎn)小于月球其它區(qū)域，可為傳感器提供穩(wěn)定的溫度環(huán)境，降低傳感器中溫度波動相關(guān)的噪聲和熱噪聲；②SQUID和超導(dǎo)電磁力反饋機(jī)構(gòu)需要低于5 K的工作溫度，在溫度30 K的環(huán)境中可以較小的代價達(dá)到目標(biāo)溫度；③永久陰影區(qū)內(nèi)熱應(yīng)力引起的月面振動和傾斜遠(yuǎn)小于月球上有光照的區(qū)域，可減小環(huán)境振動和重力場耦合對振動測量的干擾。部署于月球永久陰影區(qū)內(nèi)的低溫光學(xué)和超導(dǎo)傳感器陣列，是LGWA計劃的主要技術(shù)特點(diǎn)。

在核心技術(shù)要求方面，LGWA移讀出分辨率要求為10?15m/量級，諧振子檢驗質(zhì)量品質(zhì)因數(shù)要求不小于1 04。目前，激光干涉位移讀出和SQUID位移讀出技術(shù)分別在20 Hz和0.1 Hz以上頻段已達(dá)到要求，正在進(jìn)行低頻噪聲抑制方面的研究工作；檢驗質(zhì)量諧振品質(zhì)因數(shù)與需求差距較大，主要受現(xiàn)實驗系統(tǒng)中常溫磁力反饋機(jī)構(gòu)引起的渦流損耗限制，在改用超導(dǎo)磁力反饋機(jī)構(gòu)后有望達(dá)到104～106。此外，LGWA還需要解決永久陰影區(qū)內(nèi)的長期能源供應(yīng)、低至5 K的無振動深低溫制冷以及溫度敏感部件的溫控等關(guān)鍵技術(shù)問題。

相對于其它引力波探測方案，LGWA有較寬的測量頻段，不需要專門建設(shè)引力波天線，僅需部署4個高分辨率月震儀，在科學(xué)目標(biāo)和實現(xiàn)難度上具有一定優(yōu)勢。LGWA計劃在2035年前后完成建設(shè)，雖然方案相對簡單，但仍是十分宏大復(fù)雜的工程，涉及科學(xué)目標(biāo)確定、方案設(shè)計、關(guān)鍵載荷研制、月面部署、運(yùn)行維護(hù)等方方面面，僅依靠歐洲的力量實現(xiàn)難度很大。因此，除作為主體的歐洲科研人員外，LGWA積極尋求國際合作，引入了來自美國、中國和印度等國的研究力量。中國團(tuán)隊目前主要參與引力波科學(xué)、SQUID位移傳感、超導(dǎo)磁懸浮、激光光源等研究工作，并正在積極融入更多的研究領(lǐng)域。LGWA團(tuán)隊對中國月球探測計劃有濃厚興趣，借助中國月球探測計劃和中國在月球探測中積累的技術(shù)實現(xiàn)LGWA設(shè)想是其重要的努力方向。

LGWA中月球其本身是對引力波造成擾動的響應(yīng)主體，對引力波應(yīng)變幅值的響應(yīng)表示為[8]

其中：h(f)為引力波應(yīng)變幅值；f為引力波信號頻率；Ln為有效基線長度；Qn為品質(zhì)因數(shù)；fn為月球的n階振蕩四極模式的模式固有頻率；i為虛數(shù)單位，fn和Qn都與月球內(nèi)部結(jié)構(gòu)相關(guān)。當(dāng)引力波信號頻率與某一個模式的頻率相等時，則此模式下的響應(yīng)可表示為

可見探測器對引力波信號的響應(yīng)大小與有效基線Ln和品質(zhì)因數(shù)Qn相關(guān)。

2.2.2 探測靈敏度與探測目標(biāo)

對于LGWA探測器，其探測器構(gòu)造為月震儀陣列。則LGWA靈敏度也受到月震儀讀出靈敏度和月震噪聲影響。對于月震噪聲，其主要可分為4類[1,9]：

1）可能由潮汐造成的深月震（Deep Moonquakes）；

2）在月球表面以下數(shù)十km的淺月震（Shallow Moonquakes）；

3）熱月震（Thermal Moonquakes）；

4）隕石撞擊引起的月震。

受益于月球表面環(huán)境，月震噪聲會比地震噪聲小數(shù)個數(shù)量級。預(yù)期的主要月震噪聲來源于隕石撞擊引起的月震，但對于待測頻段，該噪聲水平低于測量靈敏度。

LGWA的基礎(chǔ)噪聲譜密度可通過將讀出噪聲除以式（12）中對引力波的響應(yīng)來得到。仍然取品質(zhì)因數(shù)為300，且將月球模型簡化為均質(zhì)體，則可得到LGWA的頻譜靈敏度圖像，如圖6所示[8]。圖6中考慮了LGWA的2種月震儀設(shè)計方案，且將其與空間引力波探測任務(wù)LISA進(jìn)行比較。

圖6 LGWA預(yù)期的噪聲譜密度Fig.6 Predicted noise spectral density of LGWA detectors

圖6中虛線代表空間引力波探測任務(wù)LISA的噪聲譜密度曲線；藍(lán)線代表LGWA的低溫磁懸浮方案；紅線代表LGWA的光讀出機(jī)械懸掛方案。對于低溫磁懸浮方案，測試質(zhì)量由磁場束縛，而位移變化通過超導(dǎo)量子干涉設(shè)備讀出，該方案需要運(yùn)行在低溫環(huán)境下，預(yù)期溫度需要達(dá)到9 K。對于光讀出機(jī)械懸掛的方案，測試質(zhì)量由彈簧等機(jī)械結(jié)構(gòu)懸掛。位移變化由激光干涉測量得到。該方案對溫度無特定要求，但仍需考慮機(jī)械結(jié)構(gòu)的穩(wěn)定性和熱膨脹噪聲影響[8]。由圖6可知，對于高于0.1 Hz的頻段，LGWA 2種方案的噪聲水平都要優(yōu)于LISA。

此后考慮LGWA對隨機(jī)引力波背景的響應(yīng)，LGWA對于隨機(jī)引力波信號測量的靈敏度一般以能量密度單位表征，該能量密度單位與標(biāo)準(zhǔn)宇宙學(xué)模型中的臨界能量密度相關(guān)。對于LGWA，其靈敏度可表達(dá)為[8]

其中：H0為哈勃常數(shù)；Tobs為總觀測時間，測量引力波能量密度的噪聲估計結(jié)果如圖7所示[8]，仍然考慮2種懸掛讀出方案，其中總觀測時間Tobs為3a。

圖7 LGWA預(yù)期隨機(jī)引力波背景測量靈敏度Fig.7 Predicted sensitivity of stochastic gravitational-wave backgrounds measurement for LGWA

此外，考慮白矮雙星系統(tǒng)為引力波源，該雙星系統(tǒng)輻射的引力波的波形是可預(yù)測的，且引力波頻率會緩慢增加。此時引力波幅值的極小值可表示為[8]

其中：S0為信噪比，取S0=1；Tobs為5 a，可得LGWA對于近似單調(diào)的引力波信號測量的靈敏度，如圖8所示[8]。

圖8 LGWA預(yù)期近似單調(diào)的引力波信號的測量靈敏度Fig.8 Predicted sensitivity of near-monotonic gravitational-wave signals measurement for LGWA

LGWA可探測的引力波源包括恒星雙星系統(tǒng)、Ia超新星、大質(zhì)量與超大質(zhì)量雙黑洞系統(tǒng)等；此外，月球的起源和月球內(nèi)部結(jié)構(gòu)目前尚無定論，LGWA探測器還可以幫助人們進(jìn)一步探究月球。當(dāng)前對于月球的起源，一種較為合理的解釋是月球起源于原始地球與太陽系內(nèi)另一個火星大小的星體之間的碰撞[8，10]；而對于月球的內(nèi)部結(jié)構(gòu)，可能的構(gòu)造示意圖如圖9所示[8]，其內(nèi)部結(jié)構(gòu)或許可以分為月殼、月幔和月核；此外，圖9還給出了淺月震和深月震的可能震源。盡管“阿波羅”（Apollo）計劃所獲得結(jié)果使得我們對月球的結(jié)構(gòu)有了一定的了解，但仍有許多值得探索的未知之處。而對月球內(nèi)部結(jié)構(gòu)的探索正來源于對月震的研究，月基引力波探測器LGWA的建立，可測量更為精確的月震數(shù)據(jù)，讓我們進(jìn)一步了解月球，構(gòu)建更好的月球和月震模型。

圖9 月球結(jié)構(gòu)示意圖Fig.9 Illustration of Moon structure

2.3 月球地震和重力天線

月球地震和重力天線（Lunar Seismic and Gravitational Antenna，LSGA）由意大利的研究人員提出，該方案通過探測引力波引起的月震應(yīng)變來探測引力波信號。LSGA的實施方案有2種，分別是一種基于相干后向瑞利散射的分布式光纖傳感系統(tǒng)和一種“L”型的激光干涉儀[11]。

對于LSGA分布式光纖傳感系統(tǒng)方案，該方案以“L”型部署兩根長50 km的光纖光纜，兩光纖光纜連接于共同的中心基站，此后采用窄線寬強(qiáng)相干光脈沖輸入兩光纖光纜，借助相干后向瑞利散射來測量引力波造成的月震應(yīng)變，由此探測引力波信號，如圖10所示[11]。基于該測量方法，當(dāng)發(fā)送一個100 ns的脈沖，頻率取2 kHz，每10 m取一次平均，每25 cm采一次樣，測量后向散射光的相位和幅值，可等效于得到1萬個獨(dú)立的“傳感器”。此外，該系統(tǒng)還可用于研究月球結(jié)構(gòu)和月震源。該方案包含一個先行階段，部署一個臂長為100 m的分布式光纖傳感系統(tǒng)；此后在第二階段中最終部署臂長為50 km的探測器[11]。

圖10 分布式光纖傳感系統(tǒng)示意圖Fig.10 Illustration of the fiber distributed sensing system

對于類LIGO的激光干涉儀，探測器臂長為10 km，仍采用“L”型結(jié)構(gòu)，如圖11所示[11]。受益于月球表面的天然高真空環(huán)境和更少的環(huán)境干擾，探測器會擁有更高的探測靈敏度。該探測裝置將部署在月球的南極，以盡可能減小月塵對探測的影響，同時保證穩(wěn)定低溫環(huán)境以減少熱噪聲。干涉儀兩端裝有角錐，激光由角錐反射回到中心的基站。中心基站裝有2個望遠(yuǎn)鏡，用以發(fā)射和接收激光。望遠(yuǎn)鏡和角錐需要懸掛隔離，以減小環(huán)境噪聲對結(jié)果的影響。該探測器探測靈敏度預(yù)計可達(dá)到10?16m/

圖11 激光干涉儀方案示意圖Fig.11 Illustration of interferometric LSGA detector

LSGA任務(wù)旨在探測1 mHz～3 Hz頻段的引力波信號，對應(yīng)的引力波源有致密雙星合并，白矮星合并以及Ia超新星等。

3 關(guān)鍵問題

3.1 探測器月面選址

為了盡可能減小環(huán)境對月基引力波探測的干擾，應(yīng)選取合適的位置部署探測器。月球表面的月塵對于精密儀器造成的影響不容小覷。此外，月面選址還需考慮月面溫度變化、月球表面曲率、宇宙射線和電荷以及月球表面電磁場變化等因素。

月球表面晝夜溫差較大，晝夜溫度可差距數(shù)百K[12]。為獲取一個穩(wěn)定的低溫環(huán)境，一個值得考慮的地點(diǎn)為月球南極的永久陰影區(qū)，該區(qū)域溫度遠(yuǎn)低于100 K，且溫度變化不大，可提供天然穩(wěn)定的低溫環(huán)境。月球南極的平均溫度分布如圖12[8,13]所示，選取永久陰影區(qū)，可以減小溫度變化引起的探測器元件形變造成的熱噪聲，同時還可以降低熱月震造成的地面運(yùn)動對測量的影響。月基引力波探測任務(wù)如LSGA與LGWA都將考慮在月球南極部署探測器。

月球表面的月塵也需要納入考慮，尤其是對環(huán)境敏感的裝置元件?！鞍⒉_11號”（Apollo 11）地震儀運(yùn)行過程中的過熱便歸咎于塵土的沉積[8]。故選址應(yīng)將月塵納入考慮，同時在設(shè)計探測器時應(yīng)保證環(huán)境敏感元器件不會直接暴露在月球環(huán)境之中。

放置月面探測器時也需要考慮月球自身的曲率，對于月球表面?zhèn)鬏?0 km的光束，其經(jīng)歷的垂直落差會達(dá)到約450 m。為解決這一問題，可以考慮將探測器置于月球表面環(huán)形山或熔巖管內(nèi)，如GLOC探測器[1,8]。這些典型的地點(diǎn)可以提供天然的平坦地面。

月球表面的空間輻射，比如宇宙射線，會造成電子設(shè)備的損壞。此外，宇宙射線會給月塵持續(xù)充電，從而產(chǎn)生顯著的電場[8,14-15]。選址時亦需考慮宇宙射線和電荷的影響。

此外，LGWA和LSGA所應(yīng)用的月震儀對于月球表面磁場的變化十分敏感。為減少環(huán)境磁場對測量結(jié)果的影響，探測器設(shè)計和選址都需將磁場漲落納入考慮[8,11]。

3.2 月基引力波探測器的部署安裝

月基引力波探測器的搭建通常需要以數(shù)km、數(shù)十km甚至更長的間隔搭建探測基站。以LGWA為例，LGWA第一階段計劃在月球風(fēng)暴洋的西北邊緣部署4臺月震儀，由4臺月震儀組成km范圍的陣列。此后第二階段將在月球背面與4臺月震儀陣列相對的位置再放置1臺月震儀；又比如GLOC探測器，其設(shè)計干涉儀臂長為40 km。為高效地投放材料和安裝探測器，必須考慮一種有效的部署安裝方法?？刹捎脵C(jī)器人著陸器方案（Lunette）[16]，作為一種部署基站的可能方法。此外，還可以通過無人機(jī)和月球車對探測器進(jìn)行投放安裝。對于無人機(jī)方案，其優(yōu)點(diǎn)在于不受地形影響，能快速到達(dá)預(yù)定地點(diǎn)。但是，月面為高真空環(huán)境，需要研發(fā)一種新型的推進(jìn)和操縱系統(tǒng)使得無人機(jī)能在月球真空環(huán)境下運(yùn)行；其次，需提升無人機(jī)的載重能力，以達(dá)到運(yùn)輸大型器件需求。月球車也是一個很好的選擇，相較于無人機(jī)，其技術(shù)更加成熟，如圖13所示[17]。但月球車行進(jìn)較慢，且會受到月球表面形貌影響，可能無法到達(dá)預(yù)定的部署地點(diǎn)。

圖13 用于部署探測器的月球車Fig.13 Rovers used in the deployment of detectors

此外，部署精度也需要考慮。以LGWA為例，LGWA探測器采用月震儀陣列，月震儀陣列中月震儀之間的相對位置需要滿足測量需求。由此需要開展合適的導(dǎo)航定位系統(tǒng)研究，以指導(dǎo)探測器的投放部署[18]。

3.3 月震對于探測的影響

月基引力波探測優(yōu)點(diǎn)之一是環(huán)境干擾少，月球表面的月震噪聲更為微弱，在0.1 Hz～5 Hz頻段處，月震噪聲比地球的地震噪聲至少小3個量級。而反觀地面引力波探測，以aLIGO為例，在≤10Hz的頻段，地震噪聲將占主導(dǎo)地位，由此限制了探測器的測量精度。

但月震對于探測器探測結(jié)果的影響仍然存在，需納入考慮。可通過懸掛等隔震措施減小月震對于測量的影響，或依靠合理部署探測器位置，如LGWA中月震儀陣列的部署方式，來降低月震噪聲給測量結(jié)果帶來的影響。

3.4 熱噪聲影響

熱噪聲亦是限制引力波探測器靈敏度的主要原因之一。如前文所述，月球表面晝夜溫差較大，為減小溫度變化帶來的影響，可選取月球南極的永久陰影區(qū)作為探測器部署區(qū)域，該區(qū)域可為探測器提供天然的低溫環(huán)境，且溫度漲落較小[8,13]。

在低于1 Hz的頻段，探測器靈敏度會受到懸掛熱噪聲限制。對于與地面探測器類似的懸掛裝置，月基探測器受到溫度漲落帶來的懸掛熱噪聲影響要比地面減小3倍[1]。為進(jìn)一步降低熱噪聲，可采用非傳統(tǒng)的懸掛方式，或采用低溫探測器所用鏡面鍍膜。

3.5 地月交流和數(shù)據(jù)傳輸

由于月基引力波探測器部署于月球表面，此時地月之間的信息交流和數(shù)據(jù)傳輸就顯得尤為重要。探測器的部署、測量數(shù)據(jù)的獲取都需要建立在快捷，高效的數(shù)據(jù)傳輸之上。以LGWA為例，為估計數(shù)據(jù)傳輸系統(tǒng)的需求，給出預(yù)估的第一階段4個月震儀組成陣列的數(shù)據(jù)量和數(shù)據(jù)生成率，如表1所示，其中BW為帶寬[8]。

表1 LGWA預(yù)估數(shù)據(jù)生成及傳輸量Table 1 Estimation of LGWA data generation and transmission rate

由表1可見，預(yù)估的地月之間數(shù)據(jù)傳輸量約為221 Mbit/d，這一數(shù)據(jù)傳輸量很容易達(dá)到。這也是月基引力波探測優(yōu)點(diǎn)之一，數(shù)據(jù)率低，易于傳輸。

3.6 月基引力波探測的主要噪聲來源

表2列出了月基引力波探測的主要噪聲，包括了前文所提到的部分噪聲源，并給出了噪聲影響的可能量級[10,19-21]。表2的噪聲分析主要針對LGWA月基引力波探測方案[10,19-21]。

表2 月基引力波探測中可能存在的噪聲源Table 2 Possible noise sources in lunar-based gravity wave detection

4 結(jié) 論

月基引力波探測可測量0.1～5 Hz頻段引力波信號，補(bǔ)充地面和空間引力波探測在0.1 Hz頻段的空缺。此外，月基引力波探測器還可以用于研究月球地質(zhì)環(huán)境和月球內(nèi)部結(jié)構(gòu)，使人類能夠進(jìn)一步了解月球。月基引力波探測受益于月球天然的高真空和低溫環(huán)境，且有著相比于地震噪聲更低的月震噪聲影響、更少的自然因素和人類活動干擾，使得月基引力波探測器在其探測頻段可以達(dá)到更高的探測靈敏度，是極具發(fā)展前景的引力波探測方式。但月面探測器的建造仍然存在關(guān)鍵性問題，探測器的月面選址、探測器的月面部署安裝、地月間數(shù)據(jù)的傳輸、月震對于探測結(jié)果影響等，都有待進(jìn)一步探索。未來，隨著中俄國際月球科考站建設(shè)項目的推進(jìn)，中國的月基引力波探測研究將持續(xù)開展相關(guān)前沿科學(xué)探索，必將催生更多原創(chuàng)性的科學(xué)成果。