脈沖星圓舞曲

韋伯在聲望鵲起后的快速隕落，使引力波探測在燃起短暫的希望后重新陷入渺茫。然而大致就在這時，一項天文發(fā)現(xiàn)從一個完全不同的角度為引力波探測注入了新的生機。

盧昌海

1974年夏天，美國馬薩諸塞大學(xué)安姆斯特分校的研究生赫爾斯受導(dǎo)師泰勒教授的“指派”，在阿雷西博天文臺從事一項系統(tǒng)的脈沖星搜索，作為博士論文的基礎(chǔ)。

搜索天體是比較枯燥的，且每天的流程高度重復(fù)，不過跟依賴肉眼的早期搜索相比，赫爾斯的搜索已在很大程度上采用了計算機輔助技術(shù)，從而減輕了繁重性。

在赫爾斯的搜索展開之時，人們已發(fā)現(xiàn)了約100顆脈沖星，因而脈沖星已算不上稀罕天體，甚至可以不夸張地說，只要技術(shù)足夠先進，發(fā)現(xiàn)新的脈沖星乃是意料中的事。由于阿雷西博天文臺擁有當(dāng)時世界上最大的、直徑1,000英尺（約合305米）的射電天文望遠(yuǎn)鏡，技術(shù)的先進毋庸置疑，因此赫爾斯的工作雖然枯燥，成功卻是有保障的。

不一樣的脈沖星

果然，搜索展開后不久的1974年7月2日，意料之中的發(fā)現(xiàn)就落到了赫爾斯頭上。

赫爾斯發(fā)現(xiàn)了一顆信號很微弱的脈沖星，只比探測閾值高出4%左右——換句話說，信號只要再弱4%以上，這顆脈沖星就會被赫爾斯的計算機探測程序所排除。從這個意義上講，這顆脈沖星的發(fā)現(xiàn)有一定的幸運性。

由于脈沖星已算不上稀罕天體，信號微弱的脈沖星照說即便被發(fā)現(xiàn)，也容易遭到輕視。不過這顆脈沖星有一個指標(biāo)引起了赫爾斯的重視，那就是它的脈沖周期——也就是它作為中子星的自轉(zhuǎn)周期——特別短，僅為0.059秒左右，在當(dāng)時已知的所有脈沖星中可排第二，僅次于大名鼎鼎的蟹狀星云脈沖星。這種個別指標(biāo)上的“冒尖”抵消了信號微弱的劣勢，使這顆脈沖星變得吸引眼球，于是赫爾斯對它進行了再次觀測。

再次觀測的時間為8月25日，目的是對脈沖周期作更精確的測定。

測定的結(jié)果卻有些出人意料：在短短兩小時的觀測時間內(nèi)，脈沖周期居然縮短了28微秒。脈沖星脈沖周期的變化本身并非稀罕之事，比如塵埃阻尼就可使脈沖星因損失轉(zhuǎn)動能量而致脈沖周期發(fā)生變化。但那樣的變化往往是極細(xì)微的，短短兩小時內(nèi)改變28微秒可謂聞所未聞。更離奇的是，塵埃阻尼一類的因素只會造成轉(zhuǎn)動能量的損失，從而只會導(dǎo)致轉(zhuǎn)速變慢，也即脈沖周期增大，赫爾斯觀測到的卻是脈沖周期的減小。

為了搞清狀況，在接下來的一段時間里，赫爾斯對這一脈沖星作了更頻繁的觀測。觀測的結(jié)果進一步證實了脈沖周期確實在以一種對脈沖星來說快得有些離奇的方式變化著，且變化的快慢并不恒定——比如在9月1日和9月2日的兩小時觀測時間內(nèi)，脈沖周期的減小幅度就不是28微秒，而是5微秒。

這到底是怎么回事？赫爾斯考慮了若干可能性，比如某幾次觀測出錯，或計算機程序有誤，但都逐一得到了排除。

雙星系統(tǒng)

最后，一個簡單而有效的假設(shè)浮出水面，完美地解釋了觀測效應(yīng)，那便是：赫爾斯所發(fā)現(xiàn)的脈沖星在繞一個看不見的伴星——確切地說是繞它與伴星的質(zhì)心——作軌道運動，脈沖周期的變化是軌道運動產(chǎn)生的多普勒效應(yīng)。

這一假設(shè)若成立，即脈沖周期的變化果真是軌道運動產(chǎn)生的多普勒效應(yīng)，那么一個直接推論就是：依據(jù)軌道運動沿地球方向的投影速度之不同，脈沖周期應(yīng)該既可以減?。▽?yīng)于投影速度為正）也可以增大（對應(yīng)于投影速度為負(fù)）。赫爾斯針對這一推論作了更多觀測，結(jié)果不僅觀測到了脈沖周期的減小和增大，也觀測到了其在兩者之間的轉(zhuǎn)變，為這一假設(shè)提供了近乎完美的“證據(jù)鏈”。不僅如此，從脈沖周期的變化規(guī)律中，赫爾斯還推斷出了脈沖星的軌道運動周期約為7.75小時。

7.75小時是非常短的周期，這意味著脈沖星離那個看不見的伴星相當(dāng)近，軌道線度相當(dāng)小，運動速度則相當(dāng)快。由于天體世界里的軌道都是由引力支配的，而脈沖星塊頭雖小，以質(zhì)量而論卻是像太陽那樣的龐然之物，能讓如此龐然之物沿相當(dāng)小的軌道高速運動，則那個看不見的伴星也必然有極可觀的質(zhì)量。這種繞伴星“翩翩起舞”的脈沖星屬首次發(fā)現(xiàn)，這使得其地位由僅僅吸引眼球變?yōu)榱朔峭】伞?/p>

這非同小可的發(fā)現(xiàn)在泰勒和赫爾斯的搜索計劃里其實是有所期待的。

泰勒和赫爾斯的搜索，其主要目的固然是發(fā)現(xiàn)更多脈沖星，從中窺視它們的更多性質(zhì)，但在這堂正目標(biāo)之外，對意外驚喜也是有所期待的。在事先擬定的搜索計劃中，泰勒和赫爾斯特別提到的一類意外驚喜就是“發(fā)現(xiàn)哪怕一例雙星系統(tǒng)中的脈沖星”。

為什么“發(fā)現(xiàn)哪怕一例雙星系統(tǒng)中的脈沖星”也算得上驚喜呢？因為在天體世界里，雙星系統(tǒng)與單星有一個巨大區(qū)別，那就是提供了觀測天體在相互引力作用下作軌道運動的機會，通過那樣的機會能測算出天體的許多性質(zhì)，其中包括質(zhì)量。別看當(dāng)時已發(fā)現(xiàn)的脈沖星多達100顆左右，能測算出質(zhì)量的卻一顆也沒有——因為孤零零漂泊在遙遠(yuǎn)天際里的脈沖星是沒機會顯示質(zhì)量，從而也沒法測算質(zhì)量的。

驚喜既已迎來，消息就不能一個人扛著了。9月18日，赫爾斯通過信件及內(nèi)部短波通信（那時長途電話還很罕見）通知了遠(yuǎn)在馬薩諸塞大學(xué)安姆斯特分校的導(dǎo)師泰勒。在重大發(fā)現(xiàn)面前，科學(xué)家的行動速度絲毫不亞于偵探，接到消息的泰勒當(dāng)即乘飛機趕赴阿雷西博天文臺，展開了對這一雙星系統(tǒng)的研究。

這一雙星系統(tǒng)如今已被稱為“泰勒-赫爾斯雙星”，其中的脈沖星則被命名為PSRB1913+16。泰勒-赫爾斯雙星中的那顆看不見的伴星被認(rèn)為也是中子星，并且有可能也是脈沖星——只不過由于脈沖不掃過地球方向，因而無法觀測。泰勒-赫爾斯雙星與我們的距離約為21,000光年。

泰勒-赫爾斯雙星的發(fā)現(xiàn)引起了天文學(xué)家和物理學(xué)家的極大興趣。在1975年初的短短兩星期內(nèi)，知名刊物《天體物理學(xué)期刊快報》一連發(fā)表了7篇有關(guān)這一雙星的論文。截至1977年，論文數(shù)目更是超過了40篇。這在科學(xué)日益“產(chǎn)業(yè)化”，許多科學(xué)計算有現(xiàn)成軟件包可用的今天并不稀奇，在當(dāng)時卻算得上相當(dāng)熱門且相當(dāng)快速了。那些論文對泰勒-赫爾斯雙星所涉及的物理效應(yīng)幾乎進行了“地毯式”的研究。

經(jīng)過那樣的研究，這對雙星的基本信息被摸清了——而且是以相當(dāng)高的精度被摸清了。不僅如此，這種摸清信息的過程還有著相當(dāng)?shù)男路f性，值得略作介紹。

首先說說質(zhì)量。對雙星系統(tǒng)來說，推算質(zhì)量的基本線索是軌道運動。具體地講，只要知道軌道的大小和軌道周期，就能用牛頓理論推算出雙星的總質(zhì)量。但不幸的是，對泰勒-赫爾斯雙星來說，伴星壓根兒就看不見，軌道大小自然也就未知了。

相對論“逆襲”

有什么辦法能補上這一缺失信息呢？答案是廣義相對論。

熟悉物理學(xué)史的讀者也許知道，廣義相對論提出之初有所謂“三大經(jīng)典驗證”，其中之一是解釋了水星近日點的反常進動。這種反常進動在一般雙星系統(tǒng)中也存在，被稱為“近星點進動”。不僅如此，雙星系統(tǒng)的“近星點進動”其實比水星的近日點進動更簡單，因為后者混雜了來自其他行星的引力攝動，真正廣義相對論獨有的效應(yīng)——所謂“反常進動”——只占很小比例。而對雙星系統(tǒng)來說，其他天體的影響可以忽略，從而所有進動都是“反常進動”，都是廣義相對論獨有的效應(yīng)。按照廣義相對論，雙星系統(tǒng)的近星點進動幅度與軌道大小有關(guān)。利用這一額外關(guān)系，雙星的總質(zhì)量與軌道大小這兩個未知參數(shù)便可被“一鍋端”——同時得到推算。

這種推算在數(shù)學(xué)上十分普通，在物理上卻是一種開辟新局面的新穎做法，因為這是首次用廣義相對論推算物理量的數(shù)值。在以往，科學(xué)家們雖早已習(xí)慣用牛頓理論推算諸如行星質(zhì)量那樣的物理量的數(shù)值，比牛頓理論更“高級”的廣義相對論卻反而始終只處在一個被檢驗的位置上。只有這一次，由于牛頓理論“黔驢技窮”，廣義相對論才終于有機會做了一次漂亮的“逆襲”，成了推算物理量數(shù)值的工具。

科學(xué)家的胃口是“貪婪”的，這種“逆襲”有一次就有兩次。

這種“逆襲”之所以可能，在一定程度上得益于脈沖星PSRB1913+16的脈沖周期的高度穩(wěn)定。在扣除了諸如軌道運動產(chǎn)生的多普勒效應(yīng)之類可以確切計算的物理效應(yīng)之后，脈沖星PSRB1913+16的脈沖周期每100萬年僅變化5‰左右，堪稱是當(dāng)時已知最精確的時鐘之一。這種脈沖周期的高度穩(wěn)定意味著泰勒-赫爾斯雙星所處的環(huán)境高度“潔凈”，塵埃阻尼一類的未知效應(yīng)微乎其微。這種脈沖周期的高度穩(wěn)定為進一步探索提供了難得的機會。

進一步探索的重點當(dāng)然是相對論效應(yīng)。泰勒-赫爾斯雙星的軌道半長徑僅為日地距離的1.3%左右，甚至跟太陽的直徑（139萬公里）相比也大不了多少。兩個總質(zhì)量比太陽質(zhì)量大數(shù)倍的天體，沿著幾乎能塞進太陽肚子里的緊密軌道運動，簡直是一個探索相對論效應(yīng)的“夢工廠”。

在這個“夢工廠”里，各種相對論效應(yīng)都比太陽系里的顯著得多，比如近星點的進動——如前所述——跟水星近日點的反常進動相比，快了約35,000倍。

除近星點的進動外，另一類重要——并且同樣“老資格”——的相對論效應(yīng)是時鐘延緩效應(yīng)。這類效應(yīng)分兩個部分：一部分是軌道運動產(chǎn)生的運動時鐘延緩效應(yīng)；另一部分是伴星引力造成的引力場時鐘延緩效應(yīng)。時鐘延緩效應(yīng)會對觀測到的脈沖周期造成影響，這種影響比多普勒效應(yīng)小得多，因而對觀測精度的要求更高，同時也有賴于脈沖周期本身的高度穩(wěn)定。由于軌道參數(shù)已知，對時鐘延緩效應(yīng)起決定作用的脈沖星PSRB1913+16的軌道運動速度及它與伴星的距離便也成為已知，時鐘延緩效應(yīng)于是于是計算出來。

時鐘延緩效應(yīng)的重要性在于：這種效應(yīng)可以對雙星質(zhì)量做出區(qū)分（這可從伴星引力造成的引力場時鐘延緩效應(yīng)只取決于伴星質(zhì)量這一特點中得到預(yù)期），從而可推算出兩者各自的數(shù)值。具體的結(jié)果是：脈沖星PSRB1913+16的質(zhì)量約為太陽質(zhì)量的1.44倍；伴星質(zhì)量約為太陽質(zhì)量的1.39倍。

這種推算使廣義相對論再次成了推算物理量數(shù)值的工具，是又一次漂亮的“逆襲”。

引力波效應(yīng)

不過，在一個探索相對論效應(yīng)的“夢工廠”里，廣義相對論不能只搞“逆襲”，也得老老實實接受一些新的檢驗。從檢驗的角度講，對雙星質(zhì)量的推算就先天不足了，因為它是靠了廣義相對論才能得到結(jié)果的，從而精度再高也不能反過來驗證廣義相對論，否則就成循環(huán)論證了。那么，這個探索相對論效應(yīng)的“夢工廠”能否對廣義相對論進行新的檢驗?zāi)?？答案是肯定的，手段之一正是引力波?/p>

泰勒-赫爾斯雙星包含了兩個比太陽還“重”的天體，并且沿著幾乎能塞進太陽肚子里的緊密軌道運動，這些因素都是非常有利于發(fā)射引力波的。這種引力波的輻射功率是可以計算出來的，結(jié)果約為7億億億瓦，相當(dāng)于太陽光度的2%，或一顆絕對星等約為9的暗淡恒星的光度，從而可勉強躋身天文數(shù)字。

不過雖功率勉強躋身天文數(shù)字，考慮到泰勒-赫爾斯雙星遠(yuǎn)在21,000光年以外，直接探測其所發(fā)射的引力波仍遠(yuǎn)遠(yuǎn)超出了目前的技術(shù)能力——更遑論當(dāng)年。

但幸運的是，由于引力波會帶走能量，因而雙星軌道會逐漸蛻化，使雙星逐漸靠近。而雙星靠得越近，軌道周期就越短。因此通過對泰勒-赫爾斯雙星的軌道周期進行細(xì)致監(jiān)測，原則上就可對引力波造成的軌道蛻化效應(yīng)進行檢驗。這種檢驗假如成功，雖不等同于直接觀測，也依然能構(gòu)成對引力波極為有力的支持。

1978年12月，距離泰勒-赫爾斯雙星的發(fā)現(xiàn)相隔了四年多的時間，在德國慕尼黑舉辦的一次相對論天體物理會議上，泰勒作了歷時15分鐘的演講，報告了對泰勒-赫爾斯雙星軌道周期所做的細(xì)致監(jiān)測，監(jiān)測結(jié)果表明，軌道周期的變化在20%的精度內(nèi)與廣義相對論的預(yù)言——引力波造成的軌道蛻化效應(yīng)——相吻合。美國廣義相對論專家威爾盛贊了這一結(jié)果，并將之與1919年發(fā)布的愛丁頓的日全食觀測結(jié)果相提并論。這雖是顯著的夸張，但在廣義相對論研究長期低迷的時代，這一結(jié)果確實堪稱亮點，而且它所涉及的是引力波這樣一種此前只存在于“理論家的天堂”里，卻從未得到過觀測檢驗的概念，從而具有一種承前啟后的意義。

不過，泰勒的結(jié)果雖是亮點，區(qū)區(qū)20%的精度卻絕非觀測和檢驗的終點。科學(xué)不是一種固步自封的體系，自泰勒的結(jié)果發(fā)布以來，天文學(xué)家們繼續(xù)改進著觀測，積累著數(shù)據(jù)，以越來越高的精度對廣義相對論的這一重要預(yù)言進行著檢驗。這種對比在千分之一量級的精度上驗證了廣義相對論，從而對引力波的存在提供了雖然間接卻極為有力的支持。

雙星合并終有時

科學(xué)家們試圖傾聽時空的樂章而暫不可得，卻意外地在脈沖星的圓舞曲里得到了補償，這在人類探索引力波故事中是一個“東方不亮西方亮”的難忘插曲。脈沖星的圓舞曲雖“聽”不到，卻“看”得見，它精確地遵循著廣義相對論的指揮，基本撲滅了對引力波的殘存懷疑。

而且跟前面提到的“逆襲”成果不同，對引力波造成的軌道蛻化效應(yīng)的檢驗不折不扣地構(gòu)成了對廣義相對論的檢驗，因為在這種檢驗里，諸如雙星質(zhì)量那樣的參數(shù)在計算之前就已作為“逆襲”成果得到了確定，從而不再有變更的余裕。換句話說，廣義相對論對引力波造成的軌道蛻化效應(yīng)的預(yù)言是不再有回旋余地的預(yù)言，其所經(jīng)受的是直面觀測的嚴(yán)苛檢驗。而比這更嚴(yán)苛的則是：自泰勒-赫爾斯雙星之后，天文學(xué)家們陸續(xù)發(fā)現(xiàn)了更多雙星系統(tǒng)里的脈沖星，它們每一個都在觀測所及的精度上檢驗著廣義相對論。

這也是檢驗現(xiàn)代物理理論的共有模式?，F(xiàn)代物理理論都帶有一定數(shù)目的自由參數(shù)，比如粒子物理標(biāo)準(zhǔn)模型帶有約20個自由參數(shù)，從而都有一定的擬合觀測的能力。但一個高明的物理理論之所以高明，就在于它能經(jīng)受的獨立檢驗及它能做出的獨立預(yù)言的類型和數(shù)量遠(yuǎn)遠(yuǎn)超過了自由參數(shù)的數(shù)目，這兩者的差距越懸殊，理論就越高明。廣義相對論正是這種理論的佼佼者。

在本文的最后，有兩件“后事”交待一下。第一件事關(guān)泰勒-赫爾斯雙星：由于引力波造成的軌道蛻變，泰勒-赫爾斯雙星將在約3億年之后合并，圓舞曲也將“曲終人散”（實為“曲終星聚”）；第二件事關(guān)泰勒和赫爾斯這兩個人：由于泰勒-赫爾斯雙星在天文學(xué)和物理學(xué)上的重要價值，泰勒和赫爾斯這對師生拍檔獲得了1993年的諾貝爾物理學(xué)獎。