（此文作为一文的补充）

  引力波可以看成时空曲率的涟漪，它可以改变地面和空间两质点间的 距离，其潮汐力效应是目前所有探测器的基本原理。引力波的强度可以由下式确定：

 这里△L是相距L的两个质点间间距的变化量，h的值正比于辐射源的四极矩的三阶时间导数反比于源的距离.实验上的问题是在地球的附近，即使是很强烈的天体演化，引力波幅度的预测强度也非常小，到达10的负21次方 甚至更低。目前事件频率和强度的理论模型暗示了为了探测到每年中少量事件，比如双中子星的碰撞，灵敏度要在小于Millisecond 的时间尺度上达到10 的负22次方 。因此探测器的噪音水平必须在信号的频率范围上控制到幅度的谱密度低于10的负23次方。

引力波的微弱特性限制了诸如探测器的分子热运动，地震或者是仪器的扰动，激光的稳定性等噪音源必须减弱到非常低的水平。正是这些控制噪音的难度很大，因此至今还没有直接观测到引力波的存在。

（1） 铝棒探测器

{dy}个引力波探测器是建立在室温条件下引力波对铝棒的基本共振模式的响应这一原理上的。约瑟夫·韦伯在六十年代后期搭建了{dy}个共振质量探测仪，之后也有许多人搭建了类似的经过改进的探测仪。大多数共振质量探测仪是由巨大的圆柱形铝棒构成，置在真空中使其避开地面震动和实验室的声学噪音，并保持极低的温度以抑止热噪音。当能引起共振的引力波（1600HZ）经过铝棒时，由于潮汐力的效应，铝棒的长度将有所改变，并从引力波中吸收能量产生振动。铝棒周围的感应器将检测到这些振动并将它们转化为可供分析的电信号。如下图所示用铝棒探测引力波的示意图“御夫座”探测仪

由于振动的幅度依赖于引力波的强度。因此，能够通过测量振动的幅度来得到引力波的强度。建造共振质量探测仪不像下面所述的建造激光干涉计探测仪那么昂贵，但由于其可以测得的波源频带比较窄，其主要的波源为中子星和黑洞的双星系统的合并过程以及孤立的中子星。而且和理论上要求灵敏度曲线还有很大的距离，h只能达到10 的负17次方到负19次方 ,因此利用铝棒探测器不太可能探测到引力波。

（2） 地面激光干涉仪

由于棒状探测器的自身缺陷，70年代中期人们开始尝试试制激光干涉引力波探测器，这种探测器是由相互垂直的两个Fabry-Perot激光腔构成，如下图所示：

  每个腔为由两个隔振的约10公斤重的镜面组成的长臂，激光分成两路分别在两个腔内振荡，整个系统是这样调整的，当没有引力波时，激光的频率恰好是腔的共振频率，相位的调整使得两个腔体的输出信号相互抵消，其合成后在光电二极管上没有输出。当引力波信号通过这个探测器时，一般说来这两个激光腔的长度会有不同的变化，长度变化后的腔偏离了原来的共振频率，使得输出信号产生了一个相位差，这样两个腔体的输出信号不再相互抵消，合成后在光电二极管上就有输出，且输出的电信号随着引力波的振动而变化。如下图所示在引力波影响下干涉仪臂长的变化：

这种探测器的灵敏度随着Fabry-Perot腔体的长度（臂长）的增加而增大，但是建造越长的Fabry-Perot 腔体在技术上越困难。目前的技术水平可以做到几公里，灵敏度可达到10的负22次方。 .

影响地面激光探测灵敏度的噪声源主要是：地面振动引起的地震，分子运动的热噪音，和激光的shot noise，为了达到理想的探测精度，提高信噪比，就需要有高精度的悬挂技术，真空低温技术，以及激光的稳频技术。

其可探测的引力波的频带范围大致在50Hz -2kHz.其主要波源为中子星和黑洞的合并，孤立的中子星和宇宙背景引力波。在低频段，限制灵敏度的主要的噪音来源于地震，在高频段，主要的噪音是激光的shot noise。迄今为止，世界上已经建立起6部这种探测器：

美国的LIGO臂长为4公里，共有两台，分别位于美国西北部的Henford和东南部的Livingston；

法国和意大利的VIRGO计划在意大利的Pisa 建造的臂长为3公里；

德国和英国的GEO计划在德国的Hannover建造的臂长为600米；

日本的TAMA计划是臂长为300米；

澳大利亚AIGO计划在澳大利亚Perth北部建造的臂长为400米。

这几项计划联合工作，其采集的数据已经经过了初步分析，以此不断的对各个计划进行调整和改进，试图提高各自的灵敏度。