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重力波は、重力を持つ質量の相対運動によって生じる時空の曲率の波であり、光速で伝播します。重力波は、アルバート・アインシュタイン[ 1 ] [ 2 ]によって、彼の一般相対性理論の結果として初めて予測され、「時空の曲率のさざ波」として現れます。[ 3 ] [ 4 ]： 326 [ 5 ]： 117それ以来、何百もの重力波が観測されており、最初は連星パルサーの観測[ 6 ]を用いて間接的に、そして2015年以降は専用の観測所を通して直接観測されています。[ 7 ]
重力波は、電磁波に似た放射エネルギーの一形態である重力放射としてエネルギーを伝達します。[ 8 ]古典力学の一部であるニュートンの万有引力の法則は、重力波の存在を規定しておらず、重力はあらゆる場所で瞬間的に作用すると主張しています。したがって、重力波は、ニュートン物理学には存在しない重要な相対論的現象として位置づけられます。
重力波天文学の利点は、電磁波とは異なり、重力波は介在する物質の影響を受けないことです。この方法で研究できる天体には、白色矮星、中性子星、[ 9 ] [ 10 ]ブラックホールからなる連星系、超新星爆発などの現象、ビッグバン直後の初期宇宙の形成などがあります。
重力波の存在を示す最初の間接的な証拠は、1974年に観測されたハルス・テイラー連星パルサーの軌道減衰から得られた。この減衰は、一般相対性理論が予測する重力波によるエネルギー損失の減衰と一致した。1993年、ラッセル・アラン・ハルスとジョセフ・フートン・テイラー・ジュニアはこの発見によりノーベル物理学賞を受賞した。
重力波の初の直接観測は2015年9月に行われた。2つのブラックホールの合体によって発生した信号が、ルイジアナ州リビングストンとワシントン州ハンフォードにあるLIGO重力波検出器によって受信されたのである。その後、重力波の直接検出における功績が認められ、ライナー・ワイス、キップ・ソーン、バリー・バリッシュの3氏に2017年のノーベル物理学賞が授与された。
アルベルト・アインシュタインの一般相対性理論では、重力は時空の曲率から生じる現象として扱われており、[ 11 ]この曲率は質量の存在によって引き起こされます。[ 12 ]質量が移動すると、時空の曲率が変化し、[ 13 ]運動が球対称でない場合、伝播する曲率の擾乱[ 13 ]、すなわち重力波[ 14 ] [ 15 ] [ 16 ] [ 17 ]を放出し、光速で外向きに放射されます。[ 18 ]
通過する重力波は、自由落下する質量の相対的な距離を変化させ、局所的な時空曲率の乱れを反映する。この距離の変化は、乱れの波形を反映するパターンを示す。この効果の大きさは、発生源からの距離（距離の二乗ではない）に反比例する。 [ 19 ]： 227
螺旋状に接近する連星中性子星は、互いに接近して公転する際に質量が非常に大きく加速するため、合体する際に強力な重力波源になると予測されています。しかし、これらの発生源までの天文学的な距離のため、地球上で測定された影響は非常に小さく、歪みは10²⁰分の1未満になると予測されています。
科学者たちは、複数の観測地点に設置された高感度検出器を用いて、これらの波の存在を実証した。2012年現在LIGOとVirgo観測所は最も感度の高い検出器であり、約1/2の分解能で動作していた。5 × 10 22。[ 20 ]日本の検出器KAGRAは2019年に完成し、LIGOおよびVIRGOとの最初の共同検出は2021年に報告された。[ 21 ]もう一つのヨーロッパの地上検出器であるアインシュタイン望遠鏡は開発中である。宇宙ベースの観測所であるレーザー干渉計宇宙アンテナ（LISA）も欧州宇宙機関によって開発されている。
重力波は、電磁波のように物質と強く相互作用しません。[ 22 ]： 33-34このため、光学望遠鏡や電波望遠鏡といった従来の方法では観測できない、遠方の宇宙にある特異な天体に関わる現象を観測することが可能になります。したがって、重力波天文学は宇宙の仕組みに関する新たな知見をもたらします。[ 22 ]： 36-40
特に、重力波は宇宙論者にとって興味深いものとなる可能性があり、極めて初期の宇宙を観測する可能性のある方法を提供する。これは、再結合以前の宇宙は電磁波に対して不透明であったため、従来の天文学では不可能である。[ 23 ]また、重力波の精密な測定により、科学者は一般相対性理論をより徹底的に検証することも可能になる。
原理的には、重力波はあらゆる周波数で存在し得る。非常に低い周波数の波は、パルサータイミングアレイを用いて検出できる。この手法では、天の川銀河全体に広く分布する約100個のパルサーのタイミングを数年にわたって監視する。これらのパルサーの信号の到着時間に検出可能な変化が生じるのは、光年単位で測定される波長を持つ超大質量ブラックホール（SMBH）の合体によって生成された重力波が通過するためである。これらのタイミングの変化を利用して、波の発生源を特定することができる。[ 24 ]
この技術を用いて、天文学者たちは宇宙で発生しているさまざまな超大質量ブラックホール合体の「うなり音」を発見した。スティーブン・ホーキングとヴェルナー・イスラエルは、重力波の周波数帯域として、 10⁻⁷ Hzから10¹¹ Hzまでのさまざまな範囲を挙げている。[ 25 ]
一般相対性理論における重力波の速度は、真空中の光速cに等しい。[ 26 ]特殊相対性理論では、定数cは光に関するものではなく、自然界におけるあらゆる相互作用で可能な最高速度である。形式的には、cは時間の単位を空間の単位に変換するための変換係数である。[ 27 ]これにより、観測者の運動や光源、重力源に依存しない唯一の速度となる。
したがって、「光速」は重力波の速度でもあり、さらに、質量のないあらゆる粒子の速度でもある。そのような粒子には、グルーオン（強い力の媒介粒子）、光を構成する光子（したがって電磁力の媒介粒子）、そして仮説上の重力子（重力に関連する推定上の場粒子。ただし、重力子を理解するには、もし存在するならば、まだ得られていない量子重力理論が必要となる）などが含まれる。
2017年8月、LIGOとVirgo検出器は、ガンマ線衛星や光学望遠鏡が約1億3000万光年離れた銀河NGC 4993にある発生源からの信号を受信したのとほぼ同時刻に、重力波信号GW170817を受信しました。 [ 28 ]この測定により、重力波と光の速度の実験的な差は10¹⁵ 分の1未満であることが制約されました。[ 29 ]
重力波の可能性、そしてそれが光速で伝わる可能性については、1893年にオリバー・ヘヴィサイドが重力の逆二乗法則と静電気力との類推を用いて議論した。[ 33 ] 1905年、アンリ・ポアンカレは、物体から発せられ光速で伝わる重力波がローレンツ変換によって必要とされると提唱し[ 34 ] 、加速する電荷が電磁波を生成するのと同様に、相対論的重力場理論における加速する質量が重力波を生成するはずだと示唆した。[ 35 ] [ 36 ]
1915年、アインシュタインは一般相対性理論、すなわち重力の完全な相対論的理論を発表しました。彼はポアンカレと同様に、この方程式が重力波を生み出すと推測しましたが、1916年2月にシュヴァルツシルトに宛てた手紙[ 36 ]で述べているように、これらは電磁波と似ているはずがありません。電磁波は双極子運動によって生成され、正と負の両方の電荷を必要とします。重力には負の電荷に相当するものはありません。アインシュタインは一般相対性理論の方程式の複雑さを研究し続け、別の波動モデルを見つけました。その結果は1916年6月に発表され[ 2 ] 、そこで彼は重力波は光速で伝播しなければならず、実際にはヘルマン・ワイルによって縦波-縦波、横波-縦波、横波-横波と呼ばれる3種類の重力波が存在するに違いないという結論に達しました。[ 36 ]
しかし、アインシュタインの近似の性質上、多くの人々（アインシュタイン自身を含む）がその結果に疑問を抱くようになった。1922年、アーサー・エディントンは、アインシュタインの波の2種類は彼が使用した座標系のアーティファクトであり、適切な座標を選択することで任意の速度で伝播させることができることを示し、エディントンはそれらが「思考の速度で伝播する」と冗談を言った。[ 37 ]： 72これはまた、エディントンが座標系に関係なく常に光速で伝播することを示した3番目の（横方向-横方向）タイプの物理的存在にも疑問を投げかけた。1936年、アインシュタインとネイサン・ローゼンはPhysical Reviewに論文を提出し、重力波は完全な一般相対性理論には存在し得ないと主張した。なぜなら、そのような場の方程式の解には特異点が存在するからである。同誌は原稿をハワード・P・ロバートソンに査読を依頼したが、ロバートソンは匿名で、問題の特異点は単に使用されている円筒座標の無害な座標特異点であると報告した。査読の概念に馴染みのなかったアインシュタインは怒って原稿を取り下げ、二度とフィジカル・レビュー誌に論文を発表することはなかった。しかし、ロバートソンと連絡を取っていた助手レオポルド・インフェルドは、批判が正しいことをアインシュタインに納得させ、論文は反対の結論で書き直され、別の場所で発表された。[ 36 ] [ 37 ]： 79ff 1956年、フェリックス・ピラニは、明らかに観測可能なリーマン曲率テンソルを用いて重力波を言い換えることで、さまざまな座標系の使用によって引き起こされた混乱を解消した。[ 38 ]
当時、ピラニの研究は、重力波がエネルギーを伝達できるかどうかという別の問題にコミュニティが注目していたため、影が薄くなっていました。この問題は、1957年にチャペルヒルで開催された最初の「GR」会議でリチャード・ファインマンが提案した思考実験によって解決されました。簡単に言うと、「粘着ビーズの議論」として知られる彼の議論は、ビーズが付いた棒を考えると、通過する重力波の効果はビーズを棒に沿って動かすことであり、摩擦によって熱が発生し、通過する波が仕事をしたことを示唆するというものです。その後まもなく、ヘルマン・ボンディが「粘着ビーズの議論」の詳細なバージョンを発表しました。[ 36 ]これが後にボンディとピラニによる一連の論文（1959年から1989年）につながり、重力波の平面波解の存在が確立されました。[ 39 ]
ポール・ディラックは、1959年のリンダウ会議での講演で重力波の存在をさらに提唱し、重力波には「物理的な意義」があると宣言した。 [ 40 ]さらに、1964年に明確なエネルギー密度を持つ重力波を予言したのはディラックであった。[ 41 ]
チャペルヒル会議の後、ジョセフ・ウェーバーは、現在ウェーバーバーとして知られる最初の重力波検出器の設計と構築を開始しました。1969年、ウェーバーは最初の重力波を検出したと主張し、1970年までに銀河中心からの信号を定期的に「検出」していました。しかし、検出頻度が高かったため、天の川銀河のエネルギー損失率が推定年齢よりもはるかに短い時間スケールで銀河からエネルギーが失われることから、彼の観測の妥当性にすぐに疑問が生じました。1970年代半ばまでに、世界中で独自のウェーバーバーを構築している他のグループによる繰り返しの実験で信号が見つからなかったため、これらの疑問は強まり、1970年代後半にはウェーバーの結果は偽物であるというコンセンサスが得られました。[ 36 ]
同時期に、重力波の最初の間接的な証拠が発見された。1974年、ラッセル・アラン・ハルスとジョセフ・フートン・テイラー・ジュニアは最初の連星パルサーを発見し、1993年のノーベル物理学賞を受賞した。[ 42 ]その後10年間のパルサータイミング観測により、ハルス・テイラー・パルサーの軌道周期が徐々に減衰し、一般相対性理論で予測される重力波のエネルギーと角運動量の損失と一致することが示された。[ 43 ] [ 44 ] [ 36 ]
重力波の間接的な検出は、ウェーバーの信頼性を失った結果にもかかわらず、さらなる探索を促した。一部のグループはウェーバーの元のコンセプトを改良し続け、他のグループはレーザー干渉計を使用して重力波の検出を追求した。このためにレーザー干渉計を使用するというアイデアは、1962年にM.E.ゲルツェンシュタインとV.I.プストヴォイト[ 45 ] 、 1966年にウラジミール・B・ブラギンスキーなど、さまざまな人々によって独立して提起されたようだ。最初のプロトタイプは、1970年代にロバート・L・フォワードとライナー・ヴァイスによって開発された[ 46 ] [ 47 ] 。その後数十年にわたり、ますます高感度の装置が構築され、 GEO600、LIGO、Virgoの構築で頂点に達した[ 36 ]。
長年にわたり成果が得られなかった後、改良された検出器が2015年に稼働を開始しました。2016年2月11日、LIGO -Virgoコラボレーションは、2015年9月14日午前9時50分45秒（GMT）に検出された信号（GW150914と名付けられた）から、約13億光年離れた場所で29太陽質量と36太陽質量の2つのブラックホールが合体した際の重力波の最初の観測を発表しました。[48][49][50][51] 合体の最後の数分の1秒の間に、観測可能な宇宙のすべての星のエネルギーを合わせた50倍以上のエネルギーが放出されました。 [ 52 ]信号は0.2秒間強度が上昇するにつれて、10サイクル（5周）にわたって周波数が35Hzから250Hzに増加しました。[ 49 ]新たに合体したブラックホールの質量は太陽質量の62倍でした。太陽質量の3倍に相当するエネルギーが重力波として放出されました。[ 53 ]この信号はリビングストンとハンフォードにあるLIGO検出器の両方で観測され、2つの検出器と発生源との角度の関係で7ミリ秒の時間差がありました。信号は南天の半球から、マゼラン雲の方向（ただし、マゼラン雲よりはるかに遠い）から発信されました。[ 51 ]これが重力波の観測であるという信頼度は99.99994%でした。[ 53 ]
1年前、BICEP2コラボレーションは宇宙マイクロ波背景放射に重力波の痕跡を検出したと主張した。しかし、後にこの結果を撤回せざるを得なくなった。[ 30 ] [ 31 ] [ 54 ] [ 55 ]
2017年、重力波の検出における役割により、ライナー・ワイス、キップ・ソーン、バリー・バリッシュにノーベル物理学賞が授与された。 [ 56 ] [ 57 ] [ 58 ]
2023年、パルサータイミングアレイから重力波背景放射の証拠を示唆する結果が発表された。[ 59 ] 67個のパルサーの15年間にわたる電波観測の複雑な解析により、確率的重力波背景放射と一致するヘリングス・ダウンズ曲線に一致する相関関係が示された。[ 60 ] [ 61 ]同様の結果は欧州パルサータイミングアレイ によって発表されており、-重要性。[ 62 ] [ 63 ] この背景放射の周波数依存性は、予想される発生源のモデルとは異なり、合体する超大質量ブラックホール連星やその他の発生源はまだ排除できない。[ 64 ]
重力波は常に地球を通過していますが、その発生源が一般的に非常に遠いため、最も強い重力波でさえ影響はごくわずかです。たとえば、GW150914の大惨事の最終合体によって放出された波は、 10 億光年以上を旅した後、時空のさざ波として地球に到達し、4 km の LIGO アームの長さを陽子 の幅の 1000 分の 1 だけ変化させました。これは、太陽系外の最も近い恒星までの距離を髪の毛 1 本の太さだけ変化させることに比例します。 [ 65 ]極めて強い重力波でさえも、その影響はごくわずかであるため、地球上では最も高度な検出器でしか観測できません。
通過する重力波の影響を極端に誇張した形で視覚化するには、完全に平坦な時空領域に、コンピュータ画面などの平面上に静止した試験粒子群が配置されていると想像すると良いでしょう。重力波が粒子の平面に垂直な線に沿って、つまり観察者の視線に沿って画面を通過すると、粒子は時空の歪みに追従し、アニメーションで示されているように「十字形」に振動します。試験粒子によって囲まれた領域は変化せず、伝播方向に沿った動きもありません。
アニメーションで示されている振動は、議論のために誇張されています。実際には、重力波の振幅は非常に小さいです（線形化された重力で定式化されているように）。しかし、これらは、円軌道上の一対の質量によって生成される重力波に関連する振動の種類を説明するのに役立ちます。この場合、重力波の振幅は一定ですが、その偏光面は軌道速度の2倍で変化または回転するため、時間とともに変化する重力波のサイズ、つまり「周期的な時空の歪み」は、アニメーションに示されているように変化します。[ 66 ]質量の軌道が楕円形の場合、重力波の振幅もアインシュタインの四重極公式に従って時間とともに変化します。[ 2 ]
他の波と同様に、重力波を記述するために用いられる特徴がいくつかあります。
重力波の速度、波長、周波数は、光波の場合と同様に、c = λfという式で関係付けられます。例えば、ここに示されているアニメーションは、およそ2秒に1回振動します。これは、周波数が0.5Hz 、波長が約60万km、つまり地球の直径の47倍に相当します。
上記の例では、波は「プラス」偏光で直線偏光していると仮定し、 h +と表記します。重力波の偏光は光波の偏光とほぼ同じですが 、重力波の偏光は90度ではなく45度離れています 。[ 67 ]特に、「クロス」偏光重力波h ×では、テスト粒子への影響は基本的に同じですが、2番目のアニメーションに示すように45度回転します。光の偏光と同様に、重力波の偏光も円偏光波で表現できます。重力波は、その発生源の性質により偏光しています。
一般的に言えば、重力波は、特にニュートン重力が破綻し始めるほど重力が強い領域において、巨大な質量を持つ大規模でコヒーレントな運動によって放射される。 [ 69 ]： 380
この効果は、純粋に球対称なシステムでは発生しません。[ 70 ]この原理の簡単な例として、回転するダンベルがあります。ダンベルが対称軸を中心に回転する場合、重力波は放射されません。2 つの惑星が互いに公転している場合のように、ダンベルが回転しながら回転すると、重力波が放射されます。ダンベルが重ければ重いほど、また回転速度が速ければ速いほど、放出される重力放射は大きくなります。ダンベルの 2 つの重りが中性子星やブラックホールのような巨大な恒星で、互いに高速で公転している場合のような極端なケースでは、かなりの量の重力放射が放出されます。
さらに詳しい例をいくつか挙げます。
より厳密に言えば、孤立系の応力エネルギーテンソルの四重極モーメントの2階時間微分（またはl次多重極モーメントのl次時間微分）がゼロでないことが、重力波を放出するために必要である。これは、電磁波の放出に必要な電荷または電流の双極子モーメントの変化に類似している。
重力波は発生源からエネルギーを運び去り、軌道上の物体の場合、これは螺旋状に回転したり、軌道が小さくなったりすることと関連しています。[ 71 ] [ 72 ]例えば、地球と太陽の系のように、光速に比べてゆっくりと円軌道を描いて運動する2つの質量の単純な系を想像してみてください。これらの2つの質量がx - y平面内で円軌道を描いて互いに周回していると仮定します。良い近似では、質量は単純なケプラー軌道に従います。しかし、このような軌道は変化する四重極モーメントを表します。つまり、この系は重力波を放出します。
理論上、重力放射によるエネルギー損失は最終的に地球を太陽に落下させる可能性がある。しかし、太陽の周りを公転する地球の全エネルギー（運動エネルギー＋重力ポテンシャルエネルギー）は約 1.14 × 10である。36ジュールのうち、重力波放射によって失われるのはわずか200ワット（ジュール/秒）であり、その結果、軌道は約1 × 10だけ減衰する。1日あたり-15メートル、つまり陽子の直径とほぼ同じ速度。この速度だと、地球が約3 × 10⁶年で崩壊することになる。宇宙の現在の年齢の13倍の時間をかけて太陽に螺旋状に落下する。この推定では、時間の経過に伴うrの減少は考慮されていないが、半径はほとんどの時間ゆっくりと変化し、後の段階で急激に減少する。と初期半径と完全に融合するのに必要な合計時間。[ 73 ]
より一般的には、軌道減衰率は次のように近似できる[ 74 ]
ここで、 rは物体間の距離、t は時間、G は重力定数、c は光速、m 1とm 2は物体の質量です。これにより、合体までの予想時間は [ 74 ]となります。
白色矮星や中性子星のようなコンパクトな恒星は連星を構成する可能性がある。例えば、太陽質量の中性子星のペアが1.89 × 10⁻⁴の間隔で円軌道を周回している場合などである。8 m (189,000 km) の軌道周期は 1,000 秒で、予想寿命は 1.30 × 10です。13秒、つまり約41万4000年。もしLISAがそれほど遠くなければ、このような連星系は観測できるだろう。この範囲の軌道周期を持つ白色矮星連星は、はるかに多く存在する。白色矮星連星は太陽と同程度の質量 を持ち、直径は地球と同程度である。1万キロメートルより近づくと合体して超新星爆発を起こし、重力波の放出も止まる。それまでは、その重力波は中性子星連星の重力波に匹敵する。
中性子星連星の軌道が 1.89 × 10まで減衰したとき直径6メートル（1890 キロメートル）のこの連星の残りの寿命は約13万秒、つまり36時間です。軌道周波数は、最初は1秒間に1周ですが、 合体時に軌道が20キロメートルまで縮小すると、1秒間に918周になります。放出される重力波の大部分は、軌道周波数の2倍になります。合体直前、このような連星が十分に近ければ、LIGOで合体の様子を観測できる可能性があります。LIGOが合体を観測できる時間は、数十億年に及ぶ可能性のある全軌道寿命のうち、わずか数分しかありません。 2017 年 8 月、LIGO と Virgo はGW170817で初の連星中性子星合体を観測し、70 の観測所が協力して、40メガパーセク離れた銀河NGC 4993で発生した電磁波対応天体であるキロノバを検出しました。キロノバは合体から数秒後に短いガンマ線バースト( GRB 170817A )を放出し、その後、 r プロセス原子核によって駆動されるより長い光学的過渡現象 ( AT 2017gfo ) が続きました。高度な LIGO 検出器は、最大 200 メガパーセク離れた場所でこのようなイベントを検出できるはずです。この範囲では、年間約 40 件の検出が期待されます。 [ 76 ]
ブラックホール連星は、合体、リングダウンの各段階で重力波を放出します。そのため、1990年代初頭、物理学界は、バイナリーブラックホールグランドチャレンジアライアンスで、これらのシステムからの重力波の波形を予測するための協調的な取り組みに結集しました。[ 77 ]放出の振幅が最大になるのは合体段階で、これは数値相対論の手法でモデル化できます。[ 78 ] [ 79 ] [ 80 ]重力波の最初の直接検出であるGW150914は、2つのブラックホールの合体から発生しました。
超新星は、巨大な恒星の進化の最終段階で発生する一時的な天文現象であり、その劇的かつ破滅的な破壊は、最後に起こる巨大な爆発によって特徴づけられます。この爆発は様々な形で起こり得ますが、いずれの場合も、恒星内の物質のかなりの部分が極めて高速（光速の最大10%）で周囲の宇宙空間に吹き飛ばされます。これらの爆発に完全な球対称性がない限り（つまり、物質があらゆる方向に均等に噴出されない限り）、爆発から重力波が発生します。これは、重力波が変化する四重極モーメントによって生成され、四重極モーメントは質量の非対称な運動がある場合にのみ発生するためです。超新星の発生メカニズムは完全には解明されていないため、超新星から放出される重力波をモデル化することは容易ではありません。
前述のように、質量分布は、質量間の運動が球対称でない場合にのみ重力波を放出します。回転する中性子星は、一般的に重力波を放出しません。これは、中性子星が非常に高密度で、強い重力場によってほぼ完全な球形を保っているためです。しかし、場合によっては、表面に「山」と呼ばれるわずかな変形が生じることがあります。これは、表面から10センチメートル（4インチ）以内の高さまでしか伸びていない隆起で、[ 81 ]回転が球対称でない状態になります。これにより、星は時間とともに変化する四重極モーメントを持ち、変形が滑らかになるまで重力波を放出します。
初期宇宙からの重力波は、宇宙論に対する独自のプローブとなる可能性がある。これらの波は物質と非常に弱い相互作用をするため、他の信号がエネルギー密度の高さによって捕捉される非常に初期の時代から自由に伝播する。この重力波放射が検出されれば、宇宙マイクロ波背景放射データと相補的な重力波背景放射となるだろう。 [ 29 ]しかし、原始重力波の存在は、その影響からも推測できる。初期宇宙における「スローロール」宇宙インフレーションのモデルは、宇宙マイクロ波背景放射の偏光に影響を与え、Bモード偏光の特定のパターンを作り出す原始重力波を予測している。このパターンの検出はインフレーション理論を支持し、その強度はインフレーションのさまざまなモデルを確認および排除することができる。[ 82 ] [ 83 ] Bモード偏光のこの特徴的なパターンがBICEP2装置で測定されたという主張[ 84 ]は、後にプランク実験の新しい結果により宇宙塵に起因するものとされたが、[ 85 ] [ 83 ] : 253前景塵を補正したその後の再解析では、ラムダCDMモデルの結果と一致する限界が示されている。[ 86 ]
水波、音波、電磁波はエネルギー、運動量、角運動量を運ぶことができ、それによってそれらを発生源から運び去ります。[ 22 ]重力波も同じ機能を果たします。したがって、たとえば、2つの軌道上の物体が互いに螺旋状に接近するにつれて、連星系は角運動量を失います。角運動量は重力波によって放射されます。
波は線運動量も運び去ることができ、これは天体物理学にとって興味深い意味を持つ可能性がある。[ 87 ] 2 つの超大質量ブラックホールが合体した後、線運動量の放出は、振幅が 4000 km/s にもなる「キック」を生み出す可能性がある 。これは、合体したブラックホールを宿主銀河から完全に弾き出すのに十分な速さである。キックが小さすぎてブラックホールを完全に弾き出すことができない場合でも、一時的に銀河の核からブラックホールを取り除くことができ、その後、ブラックホールは中心の周りを振動し、最終的に静止する。[ 88 ]キックされたブラックホールは、星団も一緒に運び、超コンパクトな恒星系を形成することもある。[ 89 ]あるいは、ガスを運び、反動するブラックホールが一時的に「裸のクエーサー」として現れることもある。クエーサーSDSS J092712.65+294344.0には、反動する超大質量ブラックホールが含まれていると考えられている。[ 90 ]
電磁波と同様に、重力波も発生源と観測者の相対速度（ドップラー効果）による波長と周波数のシフトを示すはずですが、宇宙膨張などの時空の歪みによってもシフトします。[ 22 ] [ 91 ]重力波の赤方偏移は、重力による赤方偏移（重力赤方偏移）とは異なります。
量子場理論の枠組みにおいて、重力子とは、重力を媒介する力の伝達粒子であると推測される仮説上の素粒子に与えられた名称である。しかしながら、重力子の存在はまだ証明されておらず、重力を記述する一般相対性理論と、その他のすべての基本力を記述する標準模型をうまく調和させる科学モデルはまだ存在しない。量子重力などの試みはなされてきたが、まだ受け入れられていない。
そのような粒子が存在する場合、それは質量がないと予想され（重力は無限の範囲を持つように見えるため）、スピン2のボソンでなければならない。質量のないスピン2場は重力と区別できない力を生み出すことが示せる。なぜなら、質量のないスピン2場は重力場と同じように応力エネルギーテンソルと結合（相互作用）しなければならないからである。したがって、質量のないスピン2粒子が発見された場合、それは他の質量のないスピン2粒子と区別することなく、重力子である可能性が高い。[ a ]このような発見は量子論と重力を統合するだろう。[ 93 ]
重力と物質の結合が弱いため、重力波は天文学的な距離を伝播しても、吸収や散乱をほとんど受けません。特に、重力波は初期宇宙の不透明度の影響を受けないと考えられています。これらの初期段階では、宇宙はまだ「透明」になっていなかったため、光、電波、その他の電磁波に基づく観測は、それほど昔の時代に遡ると限られているか、あるいは不可能です。したがって、重力波は原理的に、初期宇宙に関する豊富な観測データを提供する可能性を秘めていると期待されています。[ 94 ]
重力波を直接検出することが難しいということは、単一の検出器だけで発生源の方向を特定することも難しいことを意味します。そのため、複数の検出器が使用されます。これは、信号が地球由来のものではないことを確認することで、信号を他の「ノイズ」から区別するため、また三角測量によって方向を決定するためです。この技術は、重力波が光速で伝播し、発生源の方向に応じて異なる検出器に異なる時間で到達するという事実を利用しています。到達時間の差はわずか数ミリ秒かもしれませんが、それでも波の発生源の方向をかなりの精度で特定するには十分です。
例えば、 GW170814の場合、3つの観測機器すべてによる三角測量により、発生源の位置を90%信頼区間であるわずか60平方度の範囲内に推定することができ、これは当時としては記録的な精度であった。[ 95 ] 2026年5月現在、重力波イベントの天球位置特定は引き続き改善されている。例えば、GW240615は6度2分角に局在している。[ 96 ]
過去100年間、天文学は宇宙観測のための新しい手法の導入によって革命的な変化を遂げてきました。天体観測は当初、可視光線を用いて行われていました。ガリレオ・ガリレイは、これらの観測を強化するために望遠鏡の使用を先駆的に導入しました。しかし、可視光線は電磁スペクトルのほんの一部に過ぎず、遠方の宇宙にあるすべての天体がこの波長帯で強く輝いているわけではありません。例えば、電波波長からはより多くの情報が得られます。電波望遠鏡を用いることで、天文学者はパルサーやクエーサーなどを発見しました。マイクロ波帯での観測は、ビッグバンの微かな痕跡の検出につながり、スティーブン・ホーキングはこの発見を「今世紀、いや、おそらく史上最大の発見」と評しました。ガンマ線、X線、紫外線、赤外線を用いた観測における同様の進歩も、天文学に新たな知見をもたらしました。スペクトルのこれらの領域がそれぞれ開拓されるにつれて、それまで不可能だった新たな発見がなされてきました。天文学界は、重力波についても同じことが言えることを期待している。[ 97 ] [ 98 ]
重力波には、2つの重要かつ独特な性質があります。第一に、重力波は、電磁波を放出しない電荷を持たないブラックホールの連星系によって生成されるため、近くにいかなる種類の物質も存在する必要はありません。第二に、重力波は、大きな散乱を受けることなく、あらゆる介在物質を通過できます。例えば、遠方の星からの光は星間塵によって遮られることがありますが、重力波は実質的に妨げられることなく通過します。これらの2つの特徴により、重力波は、これまで人間が観測したことのない天文現象に関する情報を伝えることができます。[ 94 ]
上述の重力波源は、重力波スペクトルの低周波端（10⁻⁷ ～ 10⁵ Hz）に位置する。重力波スペクトルの高周波端（10⁵ Hz以上、おそらく10¹⁰ Hz以上）にある天体物理学的源は、宇宙マイクロ波背景放射のようにビッグバンの微かな痕跡であると理論づけられている残存重力波を生成する。 [ 99 ]これらの高周波では、発生源が「人工的」 [ 25 ]、つまり実験室で生成および検出された重力波である可能性もある。 [ 100 ] [ 101 ]
ハッブル宇宙望遠鏡によって検出された、合体する2つの銀河の中心にあるブラックホールの合体によって生成された超大質量ブラックホールは、重力波によって合体中心から放出されたと考えられている。[ 102 ] [ 103 ]
地球・太陽系からの波動は微弱ですが、天文学者は放射が相当な量になるはずの他の発生源を指摘することができます。重要な例の 1 つはハルス・テイラー連星です。これは、一方の星がパルサーである一対の星です。[ 105 ]パルサーから放出される電波信号のドップラーシフトから、それらの軌道の特性を推測することができます。それぞれの星は約1.4 M☉で、軌道の大きさは地球・太陽系の軌道の約 1/75 であり、私たちの太陽の直径の数倍です。質量が大きく、距離が小さいことの組み合わせにより、ハルス・テイラー連星から放出されるエネルギーは、地球・太陽系から放出されるエネルギーよりもはるかに大きく、およそ10 22倍になります。
軌道に関する情報は、重力波の形で放射されるエネルギー（および角運動量）の量を予測するために使用できます。連星系がエネルギーを失うにつれて、星は徐々に互いに近づき、軌道周期は短くなります。結果として各星の軌道は、半径が減少する螺旋であるインスパイラルになります。一般相対性理論はこれらの軌道を正確に記述します。特に、重力波で放射されるエネルギーは、連続する近星点（2 つの星が最も接近する点）間の時間間隔として定義される周期の減少率を決定します。ハルス・テイラー・パルサーの場合、予測される現在の半径の変化は 軌道あたり約 3 mm、7.75 時間の周期の変化は 1 年あたり約 2 秒です。重力波と一致する軌道エネルギー損失を示す予備観測の後、[ 43 ]テイラーとジョエル・ワイスバーグによる慎重なタイミング観測により、予測された周期の減少が 10% 以内で劇的に確認されました。[ 43 ]パルサーの発見以来30年以上にわたるタイミングデータの統計が改善されたことにより、観測された軌道周期の変化は現在、一般相対性理論で想定されている重力波からの予測と0.2パーセント以内で一致している。[ 106 ] 1993年、この重力波の間接的な検出に一部刺激され、ノーベル委員会はハルスとテイラーに「新しいタイプのパルサーの発見、重力の研究に新たな可能性を開いた発見」に対してノーベル物理学賞を授与した。[ 107 ]この連星系の寿命は、現在から合体まで数億年と推定されている。[ 108 ]
螺旋状の天体は重力波の非常に重要な発生源です。2 つのコンパクト天体 (白色矮星、中性子星、ブラックホール) が近距離軌道にあるときはいつでも、それらは強力な重力波を放出します。それらが螺旋状に互いに近づくにつれて、これらの波はより強力になります。ある時点で、地球上または宇宙空間の物体への影響によって直接検出できるほど強力になるはずです。この直接検出は、いくつかの大規模実験の目標です。[ 109 ]
唯一の難点は、ハルス・テイラー連星のようなほとんどのシステムが非常に遠くにあることです。ハルス・テイラー連星から地球に放出される波の振幅は、おおよそh ≈ 10 −26です。しかし、天体物理学者が発見すると予想している、 h ≈ 10 −20というはるかに大きな振幅を生み出す源もいくつかあります。少なくとも他に 8 つの連星パルサーが発見されています。[ 110 ]
重力波は容易に検出できません。地球に到達すると、振幅が小さく、歪みは約 10 −21であるため、非常に高感度の検出器が必要であり、他のノイズ源が信号を圧倒する可能性があります。[ 111 ]重力波の周波数は 10 −16 Hz < f < 10 4 Hz であると予想されています。[ 112 ]
ハルス・テイラーの観測は非常に重要でしたが、重力波の間接的な証拠しか与えていません。より決定的な観測は、通過する重力波の影響を直接測定することであり、それによって重力波を生成したシステムに関するより多くの情報も得られる可能性があります。このような直接検出は、波が検出器に及ぼす影響が非常に小さいため複雑です。球面波の振幅は、発生源からの距離の逆数に比例して減少します（上記のhの式の1/ R項）。したがって、合体する連星ブラックホールのような極端なシステムからの波でさえ、地球に到達するまでに非常に小さな振幅にまで減衰します。天体物理学者は、地球を通過する重力波の中にはh ≈ 10 −20ほど大きいものもあるかもしれないが、一般的にはそれ以上大きくはならないと予想しています。[ 113 ]
予想される波動を検出するために理論的に考案された単純な装置は、ウェーバー棒と呼ばれるもので、外部の振動から隔離された大きな固体金属棒である。このタイプの装置は、最初のタイプの重力波検出器であった。入射重力波による空間の歪みが棒の共振周波数を励起し、検出可能なレベルまで増幅される可能性がある。近くの超新星は、共振増幅なしでも観測できるほど強力である可能性がある。ジョセフ・ウェーバーはこの装置で、重力波の毎日の信号を検出したと主張した。しかし、彼の結果は、1974年に物理学者のリチャード・ガーウィンとデビッド・ダグラスによって異議を唱えられた。現代のウェーバー棒は、超伝導量子干渉素子を使用して振動を検出する極低温冷却で今でも稼働している。ウェーバー棒は、非常に強力な重力波以外を検出するのに十分な感度はない。[ 114 ]
MiniGRAILは、この原理を利用した球形重力波アンテナです。ライデン大学に設置されており、精密に加工された1,150 kgの球体を20ミリケルビンまで極低温冷却したものです。[ 115 ]球形構成により、あらゆる方向で均一な感度が得られ、高真空を必要とする大型の線形デバイスよりも実験的にやや単純です。イベントは、検出器球の変形を測定することによって検出されます。MiniGRAILは2～4 kHzの範囲で非常に高感度であり 、回転する中性子星の不安定性や小さなブラックホールの合体からの重力波の検出に適しています。[ 116 ]
現在、重力波スペクトルの高周波側（10⁻⁷ ～ 10⁵ Hz）に焦点を当てた検出器が2つあります。1つはイギリスのバーミンガム大学[ 117 ]に、もう1つはイタリアのINFNジェノバにあります。3つ目は中国の重慶大学で開発中です。バーミンガムの検出器は、直径約1メートルの閉ループを周回するマイクロ波ビームの偏光状態の変化を測定します。どちらの検出器も、 h ~の周期的な時空歪みに感度があると予想されています。 振幅スペクトル密度として与えられる値は2 × 10 −13 / √ Hzである。INFNジェノバ検出器は、直径数センチメートルの2つの結合された球形超伝導調和振動子からなる共振アンテナである。これらの振動子は、（結合されていない状態で）ほぼ等しい共振周波数を持つように設計されている。このシステムは現在、 h ~の周期的な時空歪みに対する感度を持つと予想されている。2 × 10 −17 / √ Hzの感度に達することが期待され、h ~2 × 10 −20 / √ Hz 。重慶大学の検出器は、予測される典型的なパラメータが ≈10 11 Hz (100 GHz) およびh ≈10 −30～ 10 −32である、残存高周波重力波を検出するように計画されている。[ 118 ]
より高感度な検出器は、レーザーマイケルソン干渉計を使用して、分離された「自由」質量間の重力波誘起運動を測定します。[ 119 ]これにより、質量を大きな距離で分離することが可能になり（信号サイズが増大します）、さらに、幅広い周波数に感度があることも利点です（ウェーバーの場合のように共鳴付近の周波数だけではありません）。長年の開発を経て、地上の干渉計は2015年に重力波を初めて検出しました。
現在、最も感度が高いのはLIGO （レーザー干渉計重力波観測所）です。LIGOには3つの検出器があり、1つはルイジアナ州リビングストン、1つはワシントン州リッチランドのハンフォード・サイト、そして3つ目は（以前はハンフォードに2番目の検出器として設置されていましたが）インドへの移設が計画されています。各観測所には、長さ4キロメートルの2つの光蓄積アームがあります。これらは互いに90度の角度で配置されており、光は全長4キロメートルにわたって直径1メートルの真空管を通過します。重力波が通過すると、一方のアームがわずかに伸び、もう一方のアームが縮みます。この動きこそが、干渉計が最も感度を持つものです。
このような長い腕があっても、最も強い重力波でも腕の端間の距離はせいぜい約 10⁻¹⁸ m しか変化しない。LIGOはh ~ 程度の小さな重力波も検出できるはずである。5 × 10 −22 。LIGO とVirgoのアップグレードにより、感度はさらに向上するはずです。日本の神岡天文台にある別の高感度干渉計KAGRA は、2020 年 2 月から稼働しています。重要な点は、感度 (到達範囲) が 10 倍になると、装置がアクセスできる空間の体積が 1000 倍になるということです。これにより、検出可能な信号が観測される頻度が、10 年あたり 1 回から、1 年あたり 10 回に増加します。[ 120 ]
干渉計検出器は、レーザーがランダムに光子を生成するために発生するショットノイズによって高周波域での性能が制限されます。その一例として降雨が挙げられます。降雨量はレーザー強度と同様に測定可能ですが、雨粒は光子と同様にランダムなタイミングで落下するため、平均値の周囲で変動が生じます。これが検出器の出力にノイズを発生させ、ラジオの静電気ノイズとよく似た現象を引き起こします。さらに、レーザー出力が十分に高い場合、レーザー光子によって試験質量に伝達されるランダムな運動量によってミラーが振動し、低周波の信号がマスキングされます。熱ノイズ（ブラウン運動など）も感度を制限する要因の一つです。これらの「定常的」（一定）ノイズ源に加えて、地上設置型検出器はすべて、地震ノイズやその他の環境振動、その他の「非定常的」ノイズ源によって低周波域での性能が制限されます。機械構造物のきしみ音、落雷、その他の大きな電気的擾乱なども、ノイズを発生させて事象をマスキングしたり、事象を模倣したりする可能性があります。重力波の検出が真の重力波現象であるとみなされるためには、これらすべてを考慮に入れ、分析によって除外する必要がある。
最も単純な重力波は、周波数が一定のものです。回転する非軸対称中性子星から放出される波は、ほぼ単色、つまり音響学でいう純音になります。超新星や連星ブラックホールからの信号とは異なり、これらの信号は地上検出器で観測される期間中、振幅や周波数がほとんど変化しません。ただし、地球の運動によるドップラーシフトのため、測定される信号には多少の変化が生じます。信号自体は単純ですが、解析しなければならないデータ量が膨大であるため、検出には膨大な計算コストがかかります。
Einstein @Homeプロジェクトは、この種の重力波を検出することを目的としたSETI@homeに似た分散コンピューティングプロジェクトです。LIGOとGEOからデータを受け取り、それを小さな断片に分割して何千人ものボランティアに送信し、各自の自宅のコンピュータで並列解析を行うことで、Einstein@Homeは、そうでなければ不可能なほど高速にデータを選別することができます。[ 121 ]
LISAやDECIGOのような宇宙ベースの干渉計も開発されている。LISAの設計では、3つのテスト質量が正三角形を形成し、各宇宙機から他の宇宙機へのレーザーによって2つの独立した干渉計が形成される。LISAは地球の後ろを回る太陽軌道に配置される予定で、三角形の各辺は250万キロメートルである。[ 122 ]これにより、検出器は地球上のノイズ源から遠く離れた優れた真空状態に置かれるが、それでも熱、ショットノイズ、宇宙線や太陽風によって引き起こされるアーティファクトの影響を受けやすい。
パルサーは、強い磁場を持ち、高速回転する中性子星です。パルサーは、灯台の光のように、回転するにつれて空を横切る電波ビームを放出します。パルサーからの信号は、電波望遠鏡によって、時計の刻みのように、一定の間隔で並んだ一連のパルスとして検出されます。重力波は、パルスがパルサーから地球上の望遠鏡に到達するまでの時間に影響を与えます。パルサータイミングアレイは、ミリ秒パルサーを用いて、望遠鏡へのパルスの到達時間の測定における重力波による摂動、つまり時計の刻みのずれを探します。重力波を検出するために、パルサータイミングアレイは、空における異なるパルサーペアの角度分離の関数として、異なるパルサーペアからのパルスの到達時間の間に相関と反相関の明確な四重極パターンを探します。 [ 125 ]パルサーパルスは宇宙空間を何百年、何千年もかけて伝わって地球に届きますが、パルサータイミングアレイは、その伝搬時間の100万分の1秒よりもはるかに小さい摂動にも敏感です。
パルサータイミングアレイが感度を持つ重力波の最も可能性の高い発生源は、銀河の衝突によって形成される超大質量ブラックホール連星である。[ 126 ]個々の連星系に加えて、パルサータイミングアレイは、多数の銀河合体からの重力波の合計から構成される確率的背景重力波にも感度を持つ。その他の潜在的な信号源には、宇宙ひもや宇宙インフレーションからの原始背景重力波が含まれる。
世界中で、7つのパルサータイミングアレイプロジェクトが稼働しています。北米ナノヘルツ重力波観測所（NANOGrav）は、アレシボ電波望遠鏡、グリーンバンク望遠鏡、超大型電波望遠鏡群（VLA ）、カナダ水素強度マッピング実験（CAMI）によって収集されたデータを使用しています。オーストラリアのパークスパルサータイミングアレイ（PPTA）は、パークス電波望遠鏡のデータを使用しています。ヨーロッパパルサータイミングアレイ（EPTA）は、ヨーロッパ最大の4つの望遠鏡、すなわちラヴェル望遠鏡、ウェスターボルク合成電波望遠鏡、エッフェルスベルク望遠鏡、ナンカイ電波望遠鏡のデータを使用しています。インドのパルサータイミングアレイ（InPTA）は、巨大メートル波電波望遠鏡のデータを使用しており、MeerKATパルサータイミングアレイ（MPTA）は、 MeerKAT電波望遠鏡のデータを使用しています。アフリカパルサータイミング（APT）グループとの連携により、これらの共同研究は国際パルサータイミングアレイプロジェクトという名称でも協力している。[ 127 ]さらに、中国パルサータイミングアレイ（CPTA）は、500メートル開口球面望遠鏡からのデータを使用している。
原始重力波は、宇宙マイクロ波背景放射で観測される重力波です。これらは、2014年3月17日に発表されたBICEP2装置によって検出されたとされていますが、2015年1月30日に撤回されました（「この信号は完全に天の川銀河の塵に起因する」 [ 104 ]）。
2016年2月11日、LIGOコラボレーションは、2015年9月14日午前9時50分45秒（GMT）に検出された信号から、重力波の最初の観測を発表した[ 48 ] 。この信号は、約13億光年離れた場所で、質量が太陽質量の29倍と36倍の2つのブラックホールが合体した際に検出されたものである。合体の最後の数分の1秒の間に、観測可能な宇宙のすべての星のエネルギーを合わせた50倍以上のエネルギーが放出された[ 128 ] 。信号の周波数は、0.2秒間にわたって強度が上昇するにつれて、10サイクル（5周）にわたって35Hzから250Hzに増加した[ 49 ]。合体後の新しいブラックホールの質量は太陽質量の62倍であった。太陽質量の3倍に相当するエネルギーが重力波として放出された。[ 53 ]この信号はリビングストンとハンフォードの LIGO 検出器の両方で観測され、2 つの検出器と発生源との角度により 7 ミリ秒の時間差が生じました。信号は南天の半球から、マゼラン雲とほぼ同じ方向（ただし、はるかに遠い）から来ていました。[ 51 ]重力波は 5 シグマを超える領域で観測されました[ 49 ] （つまり、同じ結果を示す/得られる確率が 99.99997% である）で、統計物理学の実験で証拠/証明として評価/考慮されるのに十分な確率が見つかりました。[ 129 ]
それ以来、LIGOとVirgoは、合体するブラックホール連星からの重力波の観測結果をさらに多く報告している。
2017年10月16日、LIGOとVirgoの共同研究チームは、連星中性子星系の合体から発生した重力波を史上初めて検出したと発表した。 2017年8月17日に発生したGW170817という突発現象の観測により、関与する中性子星の質量は太陽質量の0.86～2.26倍と推定された。さらに解析を進めた結果、質量は1.17～1.60倍の範囲に絞り込まれ、系全体の質量は2.73～2.78倍と測定された。観測にVirgo検出器が加わったことで、発生源の位置特定精度が10倍向上した。これにより、電磁波による追跡観測が容易になった。信号は約100秒間持続し、連星ブラックホールから観測される数秒よりもはるかに長かった。[ 130 ]また、連星ブラックホール合体の場合とは対照的に、連星中性子星合体では電磁波の対応物、すなわちイベントに関連する光信号が発生すると予想されていた。重力波過渡現象の 1.7 秒後に発生したガンマ線バースト ( GRB 170817A ) がフェルミガンマ線宇宙望遠鏡によって検出された。銀河NGC 4993付近から発生したこの信号は、中性子星合体に関連していた。これは、70 台の望遠鏡と天文台が参加し、電磁スペクトルの広い領域にわたる観測を行ったイベントの電磁波追跡 ( AT 2017gfo ) によって裏付けられ、合体した天体の中性子星の性質とそれに伴うキロノバがさらに確認された。[ 131 ] [ 132 ]
2021年、LIGOとVIRGO検出器による最初の2つの中性子星-ブラックホール連星の検出が天体物理学ジャーナルレターに掲載され、このようなシステムの数の上限を初めて設定することが可能になった。重力観測以前には、従来の方法で中性子星-ブラックホール連星が観測されたことはなかった。[ 10 ]
1964年、L.ハルパーンとB.ローランは、原子内で重力スピン2電子遷移が可能であるということを理論的に証明した。電気遷移や磁気遷移と比較すると、放出確率は極めて低い。プロセスの効率を高めるために誘導放出が議論された。重力波用のミラーや共振器がないため、彼らはシングルパスGASER（重力波を放出する一種のレーザー）は実際には実現不可能だと結論付けた。[ 133 ]
1998年、ジョルジオ・フォンタナは、上記の理論解析の異なる実装の可能性を提案した。実用的なGASERに必要なコヒーレンスは、巨視的な集団波動関数によって特徴付けられる超伝導体中のクーパー対によって得られる。銅酸化物高温超伝導体は、s波およびd波[ 134 ]クーパー対の存在によって特徴付けられる。s波とd波間の遷移は重力スピン2である。非平衡状態は、例えば純粋なs波である鉛やニオブなどの低温超伝導体から、高い臨界電流を持つジョセフソン接合を介してs波クーパー対を注入することによって誘起できる。増幅機構は超放射効果として説明でき、10立方センチメートルの銅酸化物高温超伝導体で機構が適切に機能するのに十分であると思われる。このアプローチの詳細な説明は、「重力波の量子源としての高温超伝導体：HTSC GASER」の第3章に記載されています。[ 135 ]
アルカディとボリス・ストルガツキーによる1962年のロシアのSF小説『宇宙見習い』のエピソードでは、エベレスト山ほどの大きさの小惑星15エウノミアの破片を消滅させることで重力波の伝播を監視する実験が描かれている。[ 136 ]
スタニスワフ・レムの1986年の小説『フィアスコ』では、「重力銃」または「グレーサー」（共鳴のコリメートされた放出による重力増幅）を用いて崩壊星の形状を変化させ、主人公たちが極端な相対論的効果を利用して星間旅行を行う。
グレッグ・イーガンの1997年の小説『ディアスポラ』では、近くの連星中性子星の合体から発せられる重力波信号の分析により、その衝突と合体が差し迫っていることが明らかになり、それによって大規模なガンマ線バーストが地球に衝突することが判明する。
劉慈欣の2006年の小説シリーズ『地球回想』では、重力波が星間放送信号として用いられ、銀河系内の文明間の対立における中心的なプロットポイントとなっている。
2026年6月に公開されたランドール・マンローのxkcdウェブコミック3261では、重力波の奇妙で存在しない副作用が探求されている。
残念ながら、これは少なくとも四重極構造を必要とする重力放射の詳細な議論を不可能にする。
