各種引力波探測器正在建設或運行中。例如，高級LIGO(aLIGO)從2065438+2005年9月開始運行。
可能的引力波探測源包括致密雙星系統(白矮星、中子星和黑洞)。2065438年2月11日，LIGO科學合作組織和處女座合作團隊宣布，他們利用先進的LIGO探測器首次探測到了來自雙黑洞並合的引力波信號。
2016年6月26日淩晨，LIGO合作集團宣布，2015年2月26日03:38:53 (UTC)，位於美國漢福德區和路易斯安那州利文斯頓的兩臺引力波探測器同時探測到壹個引力波信號；這是繼9月14日LIGO 2015探測到第壹個引力波信號後，人類探測到的第二個引力波信號。
2017 10 6月16日，全球多國科學家同時召開新聞發布會，宣布人類首次直接探測到兩顆中子星合並產生的引力波，同時“看到”了這壹壯觀宇宙事件發出的電磁信號。2017年2月，17入選《中國盤點2017》年度五大候選國際詞之壹。
在愛因斯坦的廣義相對論中，引力被認為是時空彎曲的效應。這種彎曲是由質量的存在引起的。壹般來說，給定體積所包含的質量越大，這個體積邊界處的時空曲率就越大。當壹個質量物體在時空中運動時，曲率的變化反映了這些物體的位置變化。在某些情況下，加速的物體可以改變這種曲率，並可以以波的形式以光速向外傳播。這種傳播現象被稱為引力波。
當引力波穿過觀測者時，觀測者會發現時空因為應變效應而扭曲。當引力波經過時，物體之間的距離會有節奏地增大和減小，這與引力波的頻率不同。這種效應的強度與產生引力波的源之間的距離成反比。軌道運行的雙中子星系統被預測為壹個非常強的引力波源，當它們合並時，由於它們在彼此附近軌道運行時產生的巨大加速度。由於通常遠離這些震源，在地球上觀測時影響很小，形變影響小於1.0E-21。科學家用更靈敏的探測器證實了引力波的存在。目前檢測最靈敏的是aLIGO，其檢測精度可達1.0E-22。目前正在規劃更多的空間觀測站(歐洲航天局的eLISA項目、中國科學院的太極項目和中山大學的秦天項目)。
引力波應該可以穿透電磁波無法穿透的地方。因此推測引力波可以為地球上的觀測者提供遙遠宇宙中黑洞和其他奇怪物體的信息。這些天體是傳統方法無法觀測到的，比如光學望遠鏡和射電望遠鏡，所以引力波天文學會讓我們對宇宙的運行有新的認識。特別是引力波更有趣，因為它可以提供壹種觀察非常早期宇宙的方法，這在傳統天文學中是不可能的，因為宇宙在重新團聚之前對電磁輻射是不透明的。因此，引力波的精確測量可以使科學家更全面地驗證廣義相對論。
通過研究引力波，科學家可以分辨出宇宙初始奇點發生了什麽。原則上，引力波存在於所有頻率。而探測極低頻引力波是不可能的，在極高頻區域也沒有可靠的引力波源。根據斯蒂芬·霍金和沃納·伊斯雷爾的說法，可能探測到的引力波頻率應該在1.0E-7 Hz和1E11Hz之間。
引力波不斷穿過地球；然而，即使是最強的引力波效應也是非常微小的，這些來源都離我們很遠。比如GW150914在激烈合並最後階段的引力波，穿越13億光年後到達地球。最時空漣漪只改變了LIGO 4公裏臂長的萬分之壹質子直徑，相當於把太陽系帶到了。
我們最近的恒星之間的距離改變了壹根細線的寬度。這種極其微小的變化，如果不借用異常精密的探測器，我們根本探測不到。
在過去的六十年裏，許多物理學家和天文學家為證明引力波的存在做了無數的努力。最著名的是引力波存在的間接實驗證據——脈沖雙星PSR1913+16。65438-0974年，美國麻省大學物理學家約瑟夫·泰勒教授和他的學生霍爾斯利用美國308米射電望遠鏡發現了壹個由兩顆質量與太陽大致相當的中子星組成的雙星系統。由於兩顆中子星中有壹顆是脈沖星，利用其精確的周期性射電脈沖信號，我們可以非常精確地知道兩顆致密星繞其質心公轉時其軌道的半長軸和周期。根據廣義相對論，當兩顆致密的恒星近距離相互繞轉時，系統會產生引力輻射。輻射出來的引力波帶走了能量，所以系統的總能量會越來越少，軌道半徑和周期會更短。
泰勒和他的同事在接下來的30年裏對PSR1913+16進行了持續的觀測。觀測結果和廣義相對論預測的壹模壹樣:周期變化率每年減少76.5微秒，半長軸每年縮短3.5米。廣義相對論甚至可以預言這個雙星系統會在3億年後合並。這是人類首次獲得引力波存在的間接證據，是對廣義相對論引力理論的重要驗證。泰勒和霍爾斯獲得了1993諾貝爾物理學獎。到目前為止，僅發現了近10個類似的雙中子星系統。但本次會議中的雙黑洞系統從未被發現，這還是第壹次。
在實驗中，第壹個做出巨大嘗試直接探測引力波的人是約瑟夫·韋伯。早在20世紀50年代，他就是第壹個意識到探測引力波並非不可能的幻想家。從1957到1959，韋伯致力於引力波探測方案的設計。最後，韋伯選擇了壹根長2米、直徑0.5米、重約1噸的圓柱形鋁桿，其側面指向引力波到來的方向。這類探測器業內稱為共振桿探測器:當引力波到來時，鋁桿兩端會交替受到擠壓和拉伸，當引力波的頻率與鋁桿的設計頻率壹致時，鋁桿就會發生共振。貼在鋁棒表面的晶片會產生相應的電壓信號。諧振桿探測器有明顯的局限性，比如它的諧振頻率是壹定的，雖然我們可以通過改變諧振桿的長度來調節諧振頻率。但對於同壹個探測器，只能探測到其對應頻率的引力波信號。如果引力波信號的頻率不壹致，那麽探測器就什麽也做不了。另外，共振棒探測器有壹個嚴重的局限性:引力波會產生時空扭曲，探測器做得越長，引力波在這個長度上的變化就越大。韋伯的共振探測器只有2m，強度為1E-21的引力波的應變(2e-21m)太小，所以五六十年代的物理學家幾乎不可能探測到這麽小的長度變化。雖然共振棒探測器最終未能發現引力波，但韋伯開創了引力波的實驗科學。在他之後，許多年輕而有才華的物理學家致力於引力波的實驗科學。
在韋伯設計建造共振桿的同時，壹些物理學家意識到了共振桿的局限性，於是就有了上面提到的基於邁克爾遜幹涉儀原理的引力波激光幹涉儀探測方案。它是由麻省理工學院的雷納·韋斯和馬裏布·休斯實驗室的羅伯特·福沃德在20世紀70年代建造的。到20世紀70年代末，這些幹涉儀已經成為共振桿探測器的重要替代品。激光幹涉儀對於諧振桿的優勢是顯而易見的:壹是激光幹涉儀可以探測到壹定頻率範圍內的引力波信號；其次，激光幹涉儀的臂長可以做得很長。比如地面引力波幹涉儀的臂長壹般在千米量級，遠遠超過諧振桿。
除了我們剛剛提到的aLIGO，還有很多其他的引力波觀測站。處女座；，位於意大利比薩附近，臂長3公裏；地理；在德國漢諾威擁有600米的臂長；日本東京國家天文臺的臂長是300米。這些探測器在2002年到2011年間壹起觀測過，但沒有探測到引力波。所以這些探測器都有了很大的升級。兩個高科技LIGO探測器在2015年作為靈敏度大大提高的高科技探測器網絡中的先鋒開始觀測，高科技處女座(升級處女座)也將在2016年底開始運行。日本的項目TAMA300全面升級，臂長增加到3公裏，更名為KAGRA，預計運行2018。
物理學家也在向太空進軍，因為他們在地面上很容易受到幹擾。歐洲空間引力波項目eLISA(進化激光幹涉空間天線)。ELISA將由三個相同的探測器組成壹個邊長為500萬公裏的等邊三角形，同樣使用激光幹涉測量法探測引力波。這個項目已經得到歐洲航天局的批準，正式立項。目前處於設計階段，計劃於2034年發射。作為試驗項目，2015年2月3日成功發射兩顆試驗衛星，目前正在調試。中國的科研人員，除了積極參與目前的國際合作，也在準備自己的引力波探測項目。