[简介] 自牛顿用他的理论解释了行星轨道的大小和形状以来，科学家就一直根据天文观测来证实引力理论。1915年，爱因斯坦提出了新的引力理论——广义相对论，并引入弯曲时空的概念。通过对太阳系的详细观测，很快就证实了对牛顿理论的微小修正。但后来，一直未定量地验证过广义相对论。四年前，J. H. Taylor等人在天球上赤经19°13′、赤纬+16°的地方发现了脉冲双星PSR1913+16。它的引力场极强，超过太阳系引力场的几千倍，相对论效应很突出，为证实牛顿引力理论的高次修正提供了有利条件。

所谓脉冲双星，是相互绕转的处于压缩状态的二个星体。其中一个星体，位置尚未完全确定，另一个可能是中子星，质量和太阳差不多，而直径大小只有几英里。它的巨大引力可使落到上面的任何原子塌缩成中子。该星体以59毫秒的周期在不停地自转，可发射出波形规则频率精确的射频脉冲。因此而得名脉冲星。

四年来，天文学家对这颗脉冲星进行了大量的观测研究。观测地点在波多黎各，使用了巨大的阿雷西博天文台的射电望远镜，计时精度高达50微秒。测量结果，不仅获得了有关脉冲星及其伴星质量的资料，而且从几个方面验证了广义相对论。其中，特别鼓舞人心的结论是，发现了脉冲星轨道的变化，即轨道周期在逐渐减慢。虽然总计每年只10⁹分之一的漂移，但其含意深远。

根据爱因斯坦理论，可以解释脉冲星轨道周期减慢的现象。恰似电荷运动产生电磁波一样，脉冲双星的轨道绕转也会产生引力波。在爱因斯坦理论中，引力波可认为是时空自身的波动，是从扰动的中心发射出来的，它把能量从星体系统传向空间。能量损失将由脉冲星轨道衰减来补偿。天文学家所观测到的周期变慢，正是这种现象。这就像打开无线电发报机时，在观测到电费账单上电费增长的同时，必有无线电波发射出去一样。上述发现，即使不是直接的验证，也是对相对论理论的有力支持。其他的引力理论，也预言有引力辐射，但是它们所预言的效应，明显地大于观测结果。

长期来，人们曾企图使用金属棒等类似物体作为探测器探测引力波。马里兰大学的J. Weber首次提出了探测器探测引力波的原理，希望在引力波扫过时测到微弱的响声。可是，引力极为微弱，即使是宇宙空间中所预料的最强引力辐射传给金属棒的能量，也要比百万英里以外点燃的一根火柴所送来的能量微弱。为适应这种微弱性，需要先进的测试技术。很多物理学家认为，最近几年还难以在地球上直接检测到引力波。1919年，Eddington通过观测恒星光线在太阳引力场中的弯曲现象，证实广义相对论，曾经轰动一时。这次，Taylor等人第一次找到了广义相对论的定量证据，必将引起更大的反响。可以预期，全世界的许多天文学家、物理学家将继续开展对脉冲双星的观测研究工作。这一发现，也将鼓舞科学家为最终实现在地球上接收以至产生引力波这一美好理想做出不懈的努力。

测量脉冲双星PSR1913+16轨道的二、三级相对论效应，得到了脉冲星及其伴星质量的自相一致的估计，定量地证实存在有广义相对论所预言的数量级的引力辐射，并发现了脉冲星自转轴的测地进动。

对脉冲双星PSR1913+16的早期观测表明，它的轨道运动速度高（v/c≈10^-3），偏心率大（e≈0.617），引力场相当强（GM/c²γ≈10^-6），所以，应能观测到它的狭义和广义相对论效应。近星点前移（前移率ω≈4.2度/年），是最早测量的相对论效应。现在，前移率的精度已，定到优于0.1%。这里，我们报告检测到的另外四个相对论效应，包括对其中三个效应的定量测量。利用这些新参量，以及已经测到的更大的效应，可绰绰有余地确定该双星系统，并做到：（1）首次确定一颗射频脉冲星的质量；（2）估计伴星的性质，并测量它的质量；（3）确定轨道平面和天球切面间的倾角；（4）定量证实存在有广义相对论预言的数量级的引力辐射；（5）定性地观测脉冲星自转轴的测地进动。这些数据资料，与广义相对论相一致，并对任何其他的引力理论提供了限制性依据。

脉冲到达时间数据

新获得的大多数资料，是来自脉冲到达时间的测量结果。测量观察了近一千次，延续4.1年。用了位于波多黎各的阿雷西博天文台的305米的射电望远镜，频率430和1410兆赫。正常的观测手续：累加约五千个脉冲，使用预先算好的星历表，确定预期的脉动周期。然后，使用最小二乘法，把测得的平均脉冲波形拟合为长期平均“标准波形”，以得到精确的脉冲到达时间。由于1974年到1978年间设备和技术的改进，我们的计时精度逐步提高，由 ~ 1毫秒到 ~ 50微秒。取数据的时间间隔不超过七个月；尽管脉冲周期很短（P=0.059秒），仍能跟踪脉冲星发出的脉冲数目进行测量。

我们对计时数据的分析，依据爱泼斯坦（Epstein）方案，具体步骤如下：第一，将脉冲到达时间从天文台所在位置校正到太阳系的重心，包括计及地球引力势能年度变化的相对论性时钟改正，然后，使用所观测到的地球相对运动引起的多普勒位移的频率，修正星际介质中的色散延迟，最后，通过对（1）脉冲星轨道位置对视线的投影，（2）引力红移和脉冲星轨道偏心率大造成的横向多普勒位移的联合效应，以及（3）引力传播延迟等的修正，得到脉冲星参考系中的本征时间这三种修正的数量级，分别为轨道周期的(v/c)、(v/c)²和(v/c)³倍。在计时方程中各种参量的初始猜测基础上（见表1），根据下面的关系式，能够预言观测时刻的脉冲星相位：

引力辐射

这种效应现在已观察到，示于图4。图中我们画出1977年7月，1978年6月和1978年10月观察到的平均脉冲波形，1978年的数据进行平顺，使和较早期的波形有相同的时间分辨率（400微秒）。三种曲线的前缘对齐，并使三种情况的第一部分的高度相同，以求规格化。采用这种规定，波形的开头部分看来没有多大的变化，但中间部分已大大变宽，并移向脉冲中心。同时，最外面二个峰的间隔已逐渐增加。第三部分也有些变宽。1978年10月波形中的脉冲尾缘比之以前的波形下降得更快。但这尾缘比在1，400兆赫时观察到的宽得多，可能是星际散射的缘故。因而，这部分的脉冲波形变化，也许是由星际介质的散射时间常数变化所引起的。

脉冲波形的变化趋于更宽、更对称，说明进动使观察者的视线移近辐射圆锥的中心。定性地说明观察到的变化的几何关系，示于图5。在对观察到的角度变化做定量描述之前，要求在更长的时间间隔内有更多的数据资料，特别是极化的情况。

[本文选自Nature1979年277卷5696期437~440页。高学贤、戴经维译]