愛因斯坦的終極實驗室

一個最近（2003年，可見維基相關詞條）發現的雙脈沖星系統給科學家提供了一個黃金機會來檢驗廣義相對論。

1609年，伽利略·伽利萊把他的望遠鏡對準天空，創立了現代天文學。從那以后，現代科學和天文學允許我們發問在地球上導出的定律能否適用于太空，進而把我們和宇宙聯系在一起。這其中最讓人感興趣的當屬引力，一個例子便是，牛頓認識到蘋果落地和行星運動是被同一種力所支配的。

盡管引力決定宇宙的演化，它卻是一種極度微弱的力。當你摔了一跤把頭撞在地板上時，也許很難接受這個觀點，但要知道一個電子和一個質子之間的電磁力是它們之間引力的10⁴⁰倍。因此對引力最嚴格的實驗檢驗需要牽涉到很大質量的天體，諸如太陽，甚至更奇異的中子星和黑洞。

對水星環繞太陽軌道的研究提供了清晰的跡象表明牛頓的理論并不是全部。盡管如此，牛頓萬有引力定律還是統治了兩百多年，直到愛因斯坦的廣義相對論解釋了牛頓理論與觀測的矛盾之處，才將其取代。

廣義相對論已經應用于我們日常的GPS導航系統，但廣義相對論就是我們對引力的終極認識嗎？廣義相對論出色地經受住了每一次實驗檢驗(S&T: July 2005, page 33)。但盡管付出了幾十年的努力，理論學家們依然沒有辦法把廣義相對論和量子力學——一種已被接受的微觀世界的物理學，統一起來。

我們是接受廣義相對論還是量子力學？我們要不要考慮別的選擇或者修改廣義相對論來得到萬有理論？只有實驗才能回答這個問題，天文學家正在更加極端的實驗條件下努力做出廣義相對論更為精確的檢驗。這其中最激動人心的實驗牽涉到一對被稱作雙脈沖星的高度致密的星體。

衰減中的軌道

雙脈沖星系統，依照它在大犬座的坐標被編號為J0737–3039，使得物理學家夢想成真。它是在2003年由瑪塔·博蓋 (Marta Burgay，意大利博洛尼亞大學) 領導的一個國際研究小組在澳大利亞的帕克斯天文臺（Parkes Observatory）發現的，它是已知的唯一包含兩顆活躍的射電脈沖星的系統。脈沖星A每22毫秒自轉一圈，而它的同伴B以2.7秒的周期自轉。

由兩個中子星組成的雙星系統在這之前就被發現了，1974年第一個這樣的系統（B1913+16）的發現讓約瑟夫·泰勒（Joseph Taylor）和拉塞爾·赫爾斯（Russell Hulse）獲得了1993年的諾貝爾物理獎。但這些其他的系統只包含一個可見的射電脈沖星，它繞著另一個看不見的中子星旋轉。我們可以從J0737得到多得多的信息，因為我們收到了來自它的兩個而非一個星體的有規律的脈沖信號。

更妙的是，在已知的雙中子星系統中，J0737的兩顆中子星相互距離最短。J0737的兩個成員不到145分鐘就繞著對方旋轉一圈，軌道運行速度達每小時一百萬千米(S&T: March 2004, page 22)。而兩顆星體之間的距離只有900,000千米，這大約只是地月距離的兩倍。該系統緊密的軌道和高速的運行加強了廣義相對論的效應。

但這兩顆星的相互距離并不是恒定的。我隸屬于一個由射電天文學家組成的國際研究小組，我們使用64米口徑的帕克斯望遠鏡，位于西弗吉尼亞的100米口徑的綠岸望遠鏡，和位于英國卓瑞爾河岸天文臺的76米口徑的洛弗爾望遠鏡，對J0737進行常規監測。我們通過監測脈沖星的脈沖信號來跟蹤它們的運動，這使得我們可以探測它們各自的引力場是如何影響軌道運行的。和牛頓物理學不同，廣義相對論認為軌道運動只由時空的曲率決定，而曲率本身又由存在于時空中的質量決定。因此雙脈沖星為檢驗廣義相對論提供了完美的實驗裝置：我們有兩個精確的時鐘，分別附在兩塊大質量的實驗物體上，在強大引力場的影響下，它們在彎曲的時空中繞著對方旋轉。

我們的測量表明，該系統雙星間的距離在以每天7.42 ± 0.09毫米（0.29 ± 0.004英寸）的速率縮減，這將導致它們在八千五百萬年后碰撞。該收縮速率和廣義相對論的預言完美符合。我們之所以能精確測量到如此微小的改變，尤其還是在這個系統距離地球2,000光年開外的情況下，完全是由于快速自轉的脈沖星諸如A是非常精確的宇宙計時器。（參見“為什么脈沖星是極好的時鐘”）。

根據愛因斯坦的理論，運動中的脈沖星在時空中產生“漣漪”，從而以引力波的形式帶走軌道能量。泰勒和赫爾斯得到諾貝爾獎是因為發現B1913的軌道在衰減，這是引力波存在的第一個間接證據。引力波探測器比如LIGO（激光干涉引力波天文臺）就是用來檢測這些信號的（參見“搜尋引力波”）。我們僅僅在雙脈沖星系統發現后的幾年里就可以測量到由引力輻射引起的軌道收縮，這是很了不起的。它反映了雙脈沖星是已知的最具有相對論效應的雙星系統，所以，這也并不奇怪，我們還可以通過它測量許多其他的廣義相對論預言的效應。

軌道進動

我們在雙脈沖星系統中可以觀測到另一種相對論性效應，當年正是這種效應第一次撼動了牛頓理論的正確性。在19世紀，法國數學家奧本·尚·約瑟夫·勒維耶（Urbain J. J. Le Verrier）注意到水星的軌道在空間中慢慢旋轉，并且該軌道進動的速率雖然很小，但卻和牛頓的物理學不符。他給出了若干解釋，包括存在一個看不見的行星（祝融星）影響水星的運動。但直到愛因斯坦在1916年發表了他的廣義相對論，水星近日點每年0.00012°微小的進動才完全被它在太陽周圍彎曲的時空中的運動所解釋。

我們在雙脈沖星中也可以看到同樣的進動效應，但雙脈沖星周圍的時空彎曲要嚴重得多，所以效應更加明顯。我們測量到兩個脈沖星的軌道在以每年16.8995 ± 0.0007°的速率進動。水星軌道進動一周需要三百萬年，而雙脈沖星只需要21.3年！在這21.3年中，它那造型有些奇異的軌道相對地球自轉一圈，從而使我們可以從不同側面觀察這個系統，就像我們乘坐宇宙飛船在它軌道周圍兜個圈子。

夏皮羅時間延遲效應

雙脈沖星周圍的時空曲率可以被直接觀測到，這得益于它們的軌道相對于地球呈一個很特殊的方向。非常幸運的是，這兩顆脈沖星都把它們的射電波束直接射向我們，并且我們看它們的軌道是幾乎側視的（即視線和軌道轉動軸垂直，或軌道平面和觀察者視線橫切——譯者注）。這種對齊方式有兩點極有吸引力的結果。首先，我們可以在上合時觀測到長達30秒的食，此時兩顆脈沖星和地球連成標準的直線，使得一顆脈沖星擋住另一顆的脈沖信號。

其次，在合發生前后，從一個脈沖星發射出來的信號在傳到地球的途中要從它的同伴身邊掠過。在這個時候，信號會穿過嚴重彎曲的時空，這就使得信號傳播到地球比該脈沖星遠離合的時候要花費略多的時間——那時信號是在更加平坦的時空中傳播的。由于時空彎曲多出來的距離使得脈沖信號比平常時候要晚100微秒到達我們的望遠鏡，這和廣義相對論的預測是吻合的。

這種效應叫做夏皮羅時間延遲效應（Shapiro delay，也叫引力時間延遲效應——譯者注），它是為了紀念在1964年首次在太陽系中檢測到這種效應的天文學家歐文·夏皮羅。通過測定在不同軌道相位下的準確的延遲時間，我們可以測得這兩個中子星的引起時空彎曲的質量和它們的軌道傾角——即脈沖星發出的信號偏離它們軌道平面的遠近程度。測量表明，它們的軌道平面的確是和我們的視線幾乎共面的，和完全平行只差1.5 ± 0.5°，并且我們知道一顆脈沖星的射電信號在經過另一顆附近時距離它只有20,000千米。

引力時間膨脹

廣義相對論還預言了在不同強度的引力場中，引力場會相應地改變的時間流逝速率。結果，在強引力影響下的時鐘會走得慢些。物理學家已經通過將原子鐘搭載在飛機上的實驗在地球上證明了引力時間膨脹效應的存在，該實驗中，由飛機攜帶的在較高處（遠離地球的質心）的時鐘走得比在較低處的快一點。這種在地球上的實驗檢測出的時間膨脹效應只會達到毫微秒級。

但是雙脈沖星產生的引力時間膨脹要大得多。我們可以通過雙脈沖星輕易地測量時間膨脹現象，因為它的軌道有些怪異（不是標準的圓——譯者注），這樣兩個脈沖星之間的距離（因此它們之間的引力場強度）會隨著它們在軌道上的不同位置而改變。結果就是測量到的脈沖時鐘的頻率（同時考慮到一種狹義相對論效應）呈現振幅達386 ± 3微秒的周期性變化。

計算脈沖星質量

我們已經清楚地證實了這么多迷人的廣義相對論效應，但為了驗證這個理論的正確性，我們還有一步要走。這個理論還必須能對被測效應的準確強度做出預言。

對于包括廣義相對論在內的所有“合理的”引力理論來說，每種效應的強度應當由兩個脈沖星未知的質量決定。只需測量兩種相對論效應，我們就可以計算出脈沖星的質量——這得在假定廣義相對論是正確的情況下。但是我們可以通過測量一些其他的相對論效應來檢驗這個假定。對任給的兩個廣義相對論效應的組合，如果該理論是對自然界的正確描述，我們理應通過它們計算出同樣的脈沖星質量。如果廣義相對論對哪怕一種相對論效應的正確強度預言失敗，那么我們就得拋棄這個理論。

通過雙脈沖星我們可以對廣義相對論進行四項檢驗，它們都是互相獨立的。而在進行這些檢驗的同時，我們還可以利用只有這個系統才具有的另外一些信息——兩個脈沖星的質量比。因為兩個脈沖星都是繞著一個共同的質心運動，質量較大的脈沖星距離質心比另一個要近。通過測量它們各自軌道的大小，我們可以立即推導出這兩個脈沖星的質量比。

這是獨一無二且極具價值的信息。無論什么樣的可以決定兩個脈沖星質量的理論，它都必須得到跟剛才的測量結果相同的相對質量比。廣義相對論正可以做到這一點。預期結果和實驗結果的對比顯示了完美的符合。在最精確的實驗中，我們計算出預期和觀測數據之間的比值為1.0000 ± 0.0005。這是目前為止在強引力場中對廣義相對論做出的最好的檢驗。同時，我們也非常精確地測量了脈沖星的質量：自轉更快的脈沖星A，有1.3381 ± 0.0007個太陽質量，而脈沖星B要輕一點，為1.2489 ± 0.0007個太陽質量。

雙星食

讓人嘆為觀止的是，我們可以僅通過精確測量從每個脈沖星發射來的脈沖信號到達的時間來得出以上這些結論。但在射電發射中還隱藏著進一步的信息。確實，我們可以從研究脈沖星A在上合時發生的掩食中學到更多東西。這些食是由于脈沖星B的炸面圈形狀的磁層——其中充滿了吸收性強的等離子體——擋住脈沖星A的波束近乎30秒而形成的。

但是這種遮擋并不完全。由于B的磁層的幾何外觀和有限大小，A的一部分脈沖在發生掩食現象的時候仍然可以被檢測到。我們對食的仔細監測顯示，食的形狀和捕捉到脈沖信號的圖譜在緩慢地變化。這只能是因為它的幾何形態，即B的磁層的方向——也即它的自轉軸方向，在規律地變化。我們期望這種變化是由于另一個廣義相對論預言的效應。

人們后來發現脈沖星的自轉和軌道運動是互相影響的。這種相對論效應，稱作自旋-軌道耦合，導致了脈沖星B自轉軸的進動（擺動）。這種變化的速率較小，廣義相對論預言它擺動一圈需要71年。盡管如此，進動的影響可以通過觀測數據明顯地看到，而且我們可以用建模得出測量進動速率的方法。實際上，自旋進動已經使得B的信號在去年消失了，因為它發射的波束不再指向我們。它將消失多久尚未可知，因為我們還不知道它的波束的準確形狀。

測量到的進動速率和廣義相對論預言的吻合再一次讓人稱道，這不僅代表對該系統的第五項檢驗，也是對在強引力場中相對論性自旋進動的第一次高精度檢驗。在1919年的日全食首次允許天文學家檢驗愛因斯坦的引力理論之后，兩顆已經死亡的恒星的掩食給這個理論提供了一個全新而激動人心的驗證，這實在是讓人心生滿足。

一個不平凡的故事

我們的觀測和廣義相對論的預言之間的精確地符合，不僅極大地支持了愛因斯坦理論的正確性——至少對于雙脈沖星產生的強引力場來說——而且它還為其他可能的引力理論加上了嚴格的限制。這些限制會隨著時間而得到改進，因為我們測量的精確性也在不斷進步。如果廣義相對論需要被修改來解釋對暗能量和暗物質的觀測結果，那么得到的新理論可能和廣義相對論在很多方面都是很相似的。找到廣義相對論和實驗的矛盾之處——如果它們存在的話——并不會降低愛因斯坦對我們理解物理世界的特有貢獻，反而會成為一個標志新物理學開端的重大事件。

我們應當為生活在如此激動人心的時代而感到慶幸。很快，在瑞士的大型強子對撞機（Large Hadron Collider）將證明或否定粒子物理的標準模型。我們同時即將有能力直接檢測到引力波。再加上對雙脈沖星的觀測，以及對可能存在的脈沖星環繞黑洞運行的系統的研究，我們將能在最極端的條件下檢驗廣義相對論。綜合所有的結果，通過大量互為補充的實驗，我們正在向萬有理論跨近一步。脈沖星顯然會成為這個旅程中的一員，并且我敢說愛因斯坦會喜歡這個用來檢驗他理論的不同尋常的方式。

脈沖星的追蹤者 一個國際研究小組用這三個大型望遠鏡對脈沖星進行監測：（從左至右）位于西弗吉尼亞的綠岸望遠鏡，位于英國的洛弗爾望遠鏡，還有位于澳大利亞的帕克斯望遠鏡。

路易斯安那州的激光干涉引力波天文臺（LIGO） 美國國家自然科學基金會撥款建立了LIGO，它由分別位于路易斯安那州和華盛頓州的實驗室組成的，用來檢測來自如雙脈沖星這樣的系統的引力波。但除非在雙脈沖星將要碰到一起的時候，它們的引力波是如此之小以至于連LIGO也無法檢測到它們。該圖顯示了坐落在路易斯安那州利文斯頓的LIGO設施。

搜尋引力波

大多數關于引力的理論，包括廣義相對論，預言時空因為質量的存在而彎曲。如果這些質量在加速運動的話，那么曲率就會改變，并像波一樣向外傳播。對第一個雙脈沖星系統（PSR 1913+16）的觀測間接證明了引力波的存在，它是由約瑟夫·泰勒和拉塞爾·赫爾斯在1974年發現的。

要直接測量引力波的影響，我們需要測得大質量待測物體在引力波通過時引發的運動。諸如LIGO這樣的引力波探測器旨在地球上的實驗室中探測宇宙引力波的影響。J0737–3039的發現暗示在我們的星系中還有更多這樣的源，這就把LIGO成功的可能性提高了5倍到10倍。

本文作者邁克爾·克萊姆是位于德國波恩的馬克斯·普朗克射電天文學研究所的所長，他還在英國曼徹斯特大學擁有天文學教授的職位。