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脉冲双星

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  脉冲双星
  binary pulsar
  两颗中子星,其中一颗是脉冲星,沿轨道相互绕对方运动而成的双星系统,叫作脉冲双星。这个名词也用来代表绕任一其他恒星,比如白矮星,运动的脉冲星。现在已知的脉冲双星达到120个。但天文学家将名词‘该脉冲双星’(译注:原文是带定冠词的单数名词‘the binary pulsar’,特指第一个被发现的脉冲双星。因中文表达方式的限制,译文将根据上下文的具体情况,将‘the binary pulsar’译为‘该脉冲双星’或‘这个脉冲双星’或它的专有名称‘PSR 1913+16’。)保留给第一个被发现的脉冲双星,根据它在天体表中编号又称为PSR 1913 16(PSR代表脉冲星)。这个脉冲双星提供了对爱因斯坦广义相对论迄今最精确的检验。
  脉冲双星PSR l913 16是1974年由马萨诸塞大学的罗素·胡尔斯(Russell Hulse)和约瑟夫·泰勒(Joseph Taylor)使用放在波多黎各的阿雷西博射电望远镜发现的。胡尔斯当时是研究生,主持一项用该望远镜搜索脉冲星计划的日常工作。他的导师泰勒则是这一计划的总负责人,1974年夏天定期从马萨诸塞的阿默斯特飞往阿雷西博,他们在那个夏天做出的发现异常重要,并于1993年双双因脉冲双星研究而获诺贝尔奖。
  8月2日,仪器记录到一个很微弱的信号,是该脉冲双星存在的第一个迹象。如果信号再微弱哪怕 4%,它就低于计算机搜索程序的内置截止电平,而不会记录下来。这个源特别有趣,因为它的周期非常短,仅0.059秒,是当时已知第二位最快的脉冲星。但一直要等到8月25日,胡尔斯才得以用阿雷西博望远镜更详细地观测这个天体。
  8月25日后,胡尔斯连续几天对该脉冲星做了一系列观测,发现它的变化很特别。大多数脉冲星都是超级精确时钟,打拍子的周期精确到小数点后6或7位;而这一个的周期似乎飘忽不定,逐日变化量多达30微秒(对脉冲星来说是极大的‘误差’)。到1974年9月初,胡尔斯明白了,这些变化本身也是周期性的,并可用脉冲星在严格轨道上绕一颗伴星运动引起的多普勒效应来解释。
  泰勒飞到阿雷西博参与这项研究.他同胡尔斯一起求出脉冲星绕其伴星运动的轨道周期(脉冲星的‘一年’)是7小时45分钟,脉冲星运动的最高速率(根据多普勒效应)300公里每秒,是光速的千分之一,而绕伴星飞驰的平均速率约为200公里每秒。以这一令人惊讶的速率在不到8小时内走完的轨道长度大约是600万公里,大致是太阳的周长。换言之,脉冲星和伴星之间的平均距离大约等于太阳的半径,所以整个双星系统刚刚可以放在太阳的内部。
  所有脉冲星都是中子星;对这个天体来说,其轨道参数表明伴星也一定是个中子星。广义相对论的关键检验之一是水星的近日点进动,就是爱因斯坦理论而不是艾萨克·牛顿引力理论预言的轨道位移。这两位研究家计算出,脉冲双星PSR l913 16的这一效应(‘近星点’位移)比水星的强100倍左右。而且,水星每年绕太阳仅仅运行四次,而这颗脉冲星绕伴星每年可运行1,000次,它提供研究这个效应的机会多得多。测量及时完成,结果证明该脉冲双星的近星点进动准确地与爱因斯坦理论预言一致——这是利用太阳系外天体对广义相对论的首次直接检验。将近星点位移的测量结果与双星系统的轨道数据结合,终于以空前的高精度定出系统中两颗星的质量为太阳质量的2.8275倍。
  但这还只是利用这颗脉冲双星作为检验和应用爱因斯坦理论的实验室的开始。持续几个月的进一步观测表明,只要扣除了轨道运动引起的变化,该脉冲星作为时钟的精度极高。它那0.05903秒的周期在一年之内仅仅增加1/4毫微秒(十亿分之一秒的四分之一)——相当于一百万年仅仅慢4%的钟。
  随着观测数量的增加,有关数字也愈益精确:周期0.059029995271秒;增长速率0.253毫微秒每年;轨道周期27906.98163秒;近星点变化速率4.2263度每年。因为脉冲星的周期实际上在变化,上述高度精确的数字是对一个特定日期,或‘历元’而言的,这个历元就是1974年9月1日。
  高的观测精度很快就使相对论的更多检验和应用成为可能。其中一个检验涉及狭义相对论预言的时间膨胀。由于脉冲星绕伴星运动的速率达到光速的相当大部分,观测表明脉冲星的‘钟’在变慢,变慢的程度与它的速率有关。由于沿轨道运行时速率在变(从最高速率300公里每秒到‘仅仅’75公里每秒),这将表现为脉冲星周期在每个轨道周期中的规则变化。又由于脉冲星绕伴星运动的轨道是椭圆,它离第二颗中子星的距离在变。这表示它从引力场较强的区域运动到引力场较弱的区域,它的守时装置就应该受到规则变化的引力场的影响。
  这两个效应结合使脉冲星周期在一个轨道周期内的最大变化为58毫微秒。这个变化量可引入轨道计算以决定两颗星的质量比。由于近星点位移表明两星总质量为2.8275个太阳质量,这个数值与两星质量比一起,给出脉冲星本身的质量为太阳质量的1.42倍,其伴星的质量是太阳质量的1.4倍。这是中子星质量的第一次精确测量。
  但是,研究PSR l913 16的最大胜利还在后头。在宣布发现这颗脉冲星后,几乎立刻就有几位相对论专家指出,理论上该脉冲双星应该因引力辐射而损失能量,在时空中产生涟漪。能量的损失将使脉冲星及其伴星彼此盘旋接近,从而导致轨道运动加快。
  即使在脉冲双星这样极端的情况下,这个效应也是非常小的。它将引起轨道周期(约27,000秒)每年仅减少一千万分之几秒(约0.0000003秒)。理论倒是直截了当,却要求观测必须达到空前的精度。1978年12月,也就是工作了4年之后,泰勒宣布测出了这一效应,而且它与爱因斯坦理论的预言完全相符。理论的准确预言是,轨道周期应该每年减少百万分之75秒;到1983年,即该脉冲双星发现9年后,泰勒及其同事测量这一变化的精度达到了每年百万分之二秒,公布的观测值为每年百万分之76±2秒。此后,观测进一步得到改进,与爱因斯坦理论达到高度一致,误差小于1%。这是迄今对广义相对论最轰动、最全面的检验,它实际上排除了任何其他理论作为宇宙行为可靠描述的可能性。检验的精度如此之高,与理论的一致如此之佳,使得广义相对论和量子电动力学被并列为整个科学中基础最稳固的两门学科。
  原则上,脉冲双星PSR 1913 16以及其他类似系统,提供了比任何人造钟,包括最准确的原子钟,更加精确的时间测量手段。如果我们测量单个脉冲双星的变化时只有原子钟,我们将永远无法证明这一切。但如果将至少三个脉冲双星的信号与原子钟的信号以及相互之间进行比较,就应该有可能创立一种利用(经过相互校准的)脉冲星守时的办法,来改进原子钟的守时。就像现在用铯原子行为而不用地球自转定义秒的长度一样,将来某一天用脉冲双星来定义秒的长度并非不可能。

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