目录
- 1 太空引力波望远镜
- 2 技术说明
- 3 重力波天文解说
- 4 恒星结局理论
太空引力波望远镜
太空引力波望远镜，正式名称激光干涉仪空间天线，在欧洲航天局（ESA）正在进行中，重力它是一波天文观测行星。
基于对美国国家航空和航天局喷气推进实验室是欧空局和（NASA-JPL）的合作项目，但NASA撤出在2011年，离开ESA被迫削减计划。该计划降低了，最初，新的引力波天文台，后来演变LISA。
根据目前的计划，发射时间将从2015年大幅推迟到2034年。它将以相对于地球和太阳轨道系统（黄道平面）倾斜20度的人造行星轨道的形式进行观察。
引力波望远镜的结构由三颗卫星组成。每颗卫星，500万公里在卫星间轨道远激光根据光束干涉仪计划作为一个来操作。由于基线长度达到500万公里，因此可以捕获在MHz波段波长的重力波，这在地面上很难实现。
技术说明
在太空中发射激光干涉仪的计划始于1980年代。在地球上使用激光干涉仪的情况下，基线长度越长，成本越高。较长的基线长度有利于重力波的观测，这将在后面描述，如果可以精确地控制轨迹，则可以捕获微弱的振动。
因此，JPL和ESA开发了一种技术，该技术可以使用现有技术进行引力波观察（该技术可长时间长时间将哈勃太空望远镜准确地暴露于天体）。
具体而言，在激光振荡的光，使得发射三架飞机卫星反射的激光束。每个卫星在互相环绕并发射和接收激光波时，会观察到激光束的微弱干涉条纹。卫星之间的同步是由装有原子钟的主时钟执行的。该计划是通过比较主时钟和干涉条纹来捕获重力波。
引力波检测是当引力波在激光束的中间通过时发生的轻微的光子振荡，因此在来回通过的激光束中会产生干涉条纹。
重力波天文解说
重力波，无线电波，红外线，可见光，紫外线，X射线，γ射线等，由于在波，性质空间扩大由红移影响。因此，为了观察来自遥远天体的重力波，需要具有长基线长度的重力波望远镜。
例如，在TAMA300的情况下，由于基线长度为300 m，因此可以捕获MHz波段的重力波。然而，当涉及到300米，发生在星系等重力崩塌造成的结果只能被检测重力波。另一方面，在LIGO的情况下，基线长度达到4 km和2 km，因此可以检测到几十kHz的重力波。通过这种大小，不仅可以捕获银河系中发生的类似事件，而且可以捕获处女座银河系集群中发生的类似事件。
但是，即使发生重力坍塌，恒星质量产生的奇异半径也很小，只有几公里。比大，也达到数万公里[2] 。因此，至少需要使用具有相同基线长度的重力波望远镜来检测在活动银河核（类星体）中产生的，被认为是在银河系诞生时产生的重力波。
距离被目前已知的活动星系核，数十亿光年的接近，到变为11的十亿光年远，成为遥远的，哈勃的法律根据的，红移几十％至90％。因此，如果重力波望远镜的基线长度较长，则可以观察到产生重力波的大规模现象。
恒星结局理论
Chandrasekhar质量是引起超新星爆炸并在内部留下中子星的临界质量。根据目前的恒星演化理论，恒星处于生命的尽头，它以太阳质量的2.3倍引起超新星爆炸。由中子星是继续担任。应当指出的是，黑洞产生，剩下的中子星必须成为一个质量造成的引力坍缩。
