Wednesday, March 21, 2018

捕捉引力波背后的故事(之七):随心所欲的德瑞福

贝尔成为剑桥大学的研究生之前是苏格兰的老牌学校格拉斯哥大学的学生。入学时,每个本科生都随机地安排有一位导师,贝尔便摊到了德瑞福。德瑞福自己那时也不过三十出头,刚刚博士毕业,留校当了教师。

很快,贝尔发现德瑞福的心思从来没有放在指导他们几个学生上,对他们的选课、考试等等提不起半点兴趣。他只爱唠叨一些自己脑子里正在琢磨着的、听起来云山雾罩的物理问题。贝尔深感失望。

德瑞福出生于格拉斯哥附近的一个小村。他父亲是乡村医生。母亲生他时遭遇难产,是父亲协助另一个医生用产钳硬把他拽进这个世界的。当地人相信这样出生的孩子大脑可能受到损害,会异常倔犟不听话。德瑞福果然印证从小就性格孤僻,很不合群地自以为是。但他也显示出与众不同的动手能力,最喜欢做的是帮父亲的病人修理收音机、钟表等小玩意。第二次世界大战期间来来往往的军队在当地留下了大量废旧电子元件,成了他收集的宝贝。他用这些“垃圾”组装了村里的第一台电视机,让乡民们有幸瞻仰1953年英国女王的加冕盛典。

穷困的出身赋予了德瑞福俭朴、抠门的习惯。即使是做了大学教授,他也总是在收集各种别人丢弃的小物品,想方设法让它们发挥出新的用途。他的孤僻也没有多少改进。大学毕业时他曾有机会去剑桥大学深造,但家人一致反对,担心以他的性格离家远将无法生存。于是他就留在了格拉斯哥大学。(贝尔大学毕业时希望去苏格兰天文台工作,却因为是女性被婉拒。德瑞福推荐她去了剑桥,然后我们就知道了脉冲星的存在。)

大学本科生贝尔那时无法听懂的是德瑞福正在筹划一个非常新颖的实验。

质量是一个非常基本的物理概念。牛顿力学的第二定律说物体受到外力时会加速,加速度大小与受力成正比,比例便由物体的质量决定。牛顿的万有引力则说两个物体之间有引力,引力大小与物体的质量成正比。这两个定律看起来简单,却隐含了一个蹊跷:质量是一个物体本身特有的属性(通俗来说就是物体自己有多少货),也许可以决定它产生的引力大小,那怎么同时又决定了自己受外力作用的反应呢?从牛顿开始,物理学家就猜想也许其实有两个不同的质量,分别叫做“惯性质量”和“引力质量”,我们只是看不到它们之间的区别而误以为那是同一个概念。

爱因斯坦的广义相对论引进了一个新的“等价原理”:一个加速中的物体与一个在相应引力场——或弯曲的空间——中的物体是无法区分的。这样的话,惯性质量和引力质量也必须完全等同,否则等价原理无法成立:通过测量两个质量的差异就可以判定物体是在加速还是处于引力场中。

如果说找出最两种质量的差异在经典物理中还只是一个有意思的结果,在广义相对论便成为对其基本原理上的本质挑战。

德瑞福知道那时物理测量精确度最高的有原子的核磁共振光谱,而这个光谱线与原子核的惯性质量息息相关。通过在不同环境下测量光谱可以发现原子核的惯性质量是否会因为环境有变化。而另一方面,原子核的引力质量是与环境无关的。如果发现这方面的差异就可以知道两者不是同一个概念。

他的设计别出心裁,就是要连续24小时测量锂原子的光谱。在这过程中,锂原子核随着地球自转“坐地日行八万里”,其所在的宇宙环境也发生了“天翻地覆”的变化:有时正对银河系中心恒星密集的方向,有时却面对恒星相对稀疏的夜空。这个环境质量分布的变化如果能够影响原子核惯性质量,便会在光谱线的精度范围内表现出来。

比他这个设计更为奇葩的还是他的实施手段。实验需要有磁场,他没有设备,就直接利用起天然、现成的地磁场。其余的一切也都是同样地因陋就简:他从学校里借来几个教学用的简单仪器,配上以前收集的废弃汽车电池、古旧的照相机、显微镜,就在他母亲的后院菜园里测量起来。

几乎同时,美国耶鲁大学的休斯(Vernon Hughes)教授带着他的团队,使用正规的设备也独立地进行了同样的实验。他们取得了一致的结果:测量不出惯性质量有什么变化,广义相对论没有问题。

区别只在于德瑞福单枪匹马在自家后院土法上马做出的结果比耶鲁的在精度上高出了两个数量级。这个实验后来被命名为“休斯—德瑞福实验”。

德瑞福因此在学术界小有了名气。哈佛大学的庞德(Robert Pound)教授邀请他去做了一年博士后。庞德是核磁共振技术的发明人之一,也是一个被诺贝尔奖“擦肩而过”的物理学家。德瑞福第一次离开家乡,飘洋过海开了一次眼界。

1970年德瑞福回到格拉斯哥时,已经被韦伯的壮举勾了魂。他在系里创立了一个实验室,与年轻助手休夫(James Hough)一起研究如何探测引力波。他非常希望能去观摩韦伯的实验。韦伯那时却已经因为同行们的质疑而烦躁,断然拒绝了德瑞福的请求。固执倔犟的德瑞福不甘心,自己飞过大西洋就直接去敲韦伯实验室的门。韦伯非常生气,依然拒绝了这个远方的不速之客。

吃了闭门羹后,德瑞福回到苏格兰与休夫一起自己研究、组装了一个韦伯棒。折腾了5年,最后下了结论:韦伯棒无法测到引力波,必须另辟蹊径。
1972年的德瑞福(右)和休夫在格拉斯哥大学实验室装配他们自制的韦伯棒。

他不记得是从哪条途径听说韦斯的干涉仪的,只记得想方设法只能找到韦斯在麻省理工学院内部发表的那篇论文的缩微胶片,放大印出后几乎无法辨认内容。他很快意识到干涉仪必需的激光器是他的最大难题。当时购买一个高质量的激光器需要花费一万英镑,远远超过他的负担能力,更不符合他勤俭持家的风格。于是,他花了近两年时间钻研如何改进激光。


韦斯的干涉仪遵循迈克尔逊和莫雷的经典设计,将一束激光分到两个方向,分别反射回来后再通过干涉条纹来测量激光所走过的距离之间的细微差别。这里的关键是非常细微的距离之差需要被放大。放大的倍数,亦即干涉仪的灵敏度,主要取决于距离的长短。也就是说,干涉仪做得越大,就越能探测到镜子微小的振动。

韦斯在麻省理工学院摆弄他那个小模型时,已经意识到如果让激光在光源和镜子之间的长臂上不只是走一个来回,而是在光源附近再加一个镜子让光束多次来回发射,可以有效地将臂长放大好多倍,大大提高灵敏度。但这样也会带来激光在这过程中互相干扰,造成频率不稳定和散射损失等问题。

德瑞福却找到了一个别出心裁的解决方法。

早在十九世纪末,法国两位物理学家法布里(Charles Fabry)和珀罗(Alfred Perot)发现,如果把两块表面镀银的玻璃置放在非常接近的距离,可以观察到清晰的干涉条纹。这是因为光线在两面玻璃之间的狭缝里多次发射后过滤选出特定频率的光。频率与狭缝宽度相合的光在狭缝中稳定增强。在没有激光的年代,这是一个广为使用的光线实验手段。

德瑞福异想天开,将这个原本是狭小缝隙中的技巧用在几十米的干涉仪长臂上,把光源和镜子设计成一个超长的“法布里—珀罗谐振腔”。只要调整好臂的长度,使其固定为激光波长的整数倍,就可以有效地避免散射损失。为了保持这个谐振腔里激光的稳定性,他还借用了庞德早先在微波实验中稳定波频的一个技巧,与霍尔(John Hall)合作设计出一个负反馈电路,能够长期保证这个大型谐振腔中激光的稳定性。(霍尔后来因另外的精密光学技术获得2005年诺贝尔奖。)

这个叫做“庞德—德瑞福—霍尔”的技术不仅是探测引力波的激光干涉仪中最关键的技术突破之一,而且在整个光学领域获得了广泛的应用。
德瑞福与他的光学仪器。

难怪,当索恩准备在加州理工学院开张引力波探测时,韦斯、布拉金斯基等人都毫无保留地推荐了德瑞福。


1978年,索恩正式向德瑞福发出了加盟加州理工学院的邀请,却没有收到热情的回应。尽管加州的阳光海滩相对多雨的苏格兰有相当的优势,除了在哈佛呆过的那一年还从没有离开过家乡的德瑞福对走向新大陆缺乏信心。也许是因为有过与韦伯的不愉快,他对美国人的合作态度有很深的疑虑和不信任。

德瑞福这时候在格拉斯哥正得心应手,在自己的实验室里可以随心所欲,享有说一不二的特权。他深信这是他能够快速取得科研进展的原因和必需的前提条件。但加州理工学院也有吸引他的地方,那就是他在苏格兰绝对不可能想象的科研资金。最好的可能当然是鱼与熊掌兼得。于是德瑞福开出条件:他到加州后也必须是那里的绝对负责人,一切由他说了算。

索恩自己性格随和,没有多大异议。他们达成了一个临时的协议。在“试用期”中,德瑞福同时担任两个学校的职位,定期在两个校园之间穿梭,各服务一半时间。看看双方是否能彼此适应。

德瑞福抵达加州理工学院后果然不含糊,立刻就做出他第一个重大决定。索恩本来还对韦伯棒满怀希望,计划按照他与布拉金斯基研究出的改进方式继续尝试。德瑞福却不屑一顾,他已经在韦伯棒上浪费了5年的宝贵光阴,到加州来就是因为这里有钱可以玩大型的干涉仪。索恩不得不让步,放弃了韦伯棒。

这时已经是1980年代之初,世界各地的几个物理实验室在引力波干涉仪上开始了一场小小的“军备竞赛”。修建长距离的干涉仪,需要大功率的激光光源,需要维护更大的真空体积(为了减少环境干扰和空气对激光束的散射,整个光源、镜子、测量仪器以及它们之间激光束经过的路径都要密封在抽成真空的容器中),这些都需要相当的投资。而且,实验室还需要有足够大的地盘。

德瑞福在格拉斯哥大学只能勉强建造一个臂长10米的干涉仪。德国的比令资金多一点,他们在慕尼黑的普朗克天文研究所中找到一个挺大的花园,就在那上面建起一个30米长的干涉仪。加州理工学院财大气粗,有着自己学校提供的三百万美元。他们在校园东北角发现有一间很大的简易库房正好在闲置中,那里面可以容纳一个臂长40米的干涉仪。

莫斯科的布拉金斯基只能袖手旁观。苏联的经济已经开始捉襟见肘,即使有举国体制,也已经无法支持他加入这场游戏。他依然坚信自己的改进版韦伯棒,希望能尽快在那上面有所突破。同时,他和索恩在两个超级大国之间保持着经常互访的紧密联系,科研上可以互通有无。

被排挤到观众席上的还有韦斯。1973年他第一次向美国国家科学基金会申请资助被拒。因为材料和设计被“泄露”给欧洲同行,他后来一直在找基金会申诉,要求补偿。基金会在逐渐取消对韦伯的资助后也开始关注干涉仪,出于同情象征性地给了韦斯一点资助,也就只够他继续维护他那个臂长只有1.5米的桌上型“玩具”。

不过韦斯的眼光已经投向更遥远的未来。经过这么些年的积累,他已经看出,即使这些臂长有几十米的实验也不过是研制、调试各种仪器的排练场。要想测量到引力波,必须建造臂长达到几千米的真正“大家伙”。

而建造几千米长的干涉仪已经不是大学实验室里各自为战的“小作坊”方式所能胜任。尽管韦斯自己对高能物理领域正如火如荼的粒子加速器“大科学”模式深恶痛绝,他也知道那将是探测引力波不得不要走上的唯一通道。他成功地说服基金会专门拨了一笔款,资助他对几千米长的干涉仪进行技术和预算上的先期可行性考察。

于此同时,终于落实了他所需要的实验领军人物的索恩却异常地乐观。1981年5月6日,他与普林斯顿大学天文物理学家奥斯特里克(Jeremiah Ostriker)打了一个赌:人类会在2000年1月1日——新世纪来临——之前探测到引力波。那时候他还没意识到他会在这种有时间限制的赌约上伤痕累累。


(待续)



Monday, March 5, 2018

捕捉引力波背后的故事(之六):“外星人”来电中的引力波

1960年代是一个属于年轻人的癫狂时代。英国的披头士(Beatles)乐队风靡半个地球,美国的嬉皮一代在反战、吸毒、摇滚乐中颓废,法国大学生走上街头,中国红卫兵掀开文化大革命的序幕。

在英国的剑桥大学,24岁的研究生贝尔(Jocelyn Bell)却把她的青春赋予埋电杆、拉电线。

麦克斯韦尔通过他的方程组揭示出光只是一定频率段的电磁波后,一直在仰“望”星空的天文学家意识到我们不仅可以用眼睛看星星,应该也能接收到来自外星球的其它频率的电磁波。不过,这些电磁波绝大部分被地球的大气层吸收,不能抵达地面。(对人类来说这不是遗憾而是幸运,否则我们会因为辐射而得各种疾病,有性命之忧。)在人造卫星之前,除了少量高空气球试验,地面上能接收的电磁波只是处于无线电波段的一部分。利用这部分电磁信号的研究叫做“射电天文学”。

1960年代初,天文学家用射电望远镜发现了“类星体”(quasar)——有很强无线电辐射的一种未知星体。贝尔的导师休伊什(Antony Hewish)希望做这方面的研究,却没有多少资金。他只好找学生在一片将近两万平方米的空地上竖起一千根电杆,拉上总长近二百公里的电线,成为自己山寨的射电望远镜。
24岁的贝尔和她用来测量宇宙射电的天线阵

包括贝尔在内的五六个学生花了两年时间才完成这个工程。1967年夏天,她整天把头埋在没完没了的记录纸中,察看纸上记录的那些晾衣绳一般的天线上接收到的电波,辨认着来自类星体的信号。几个星期后,她突然注意到一个不寻常:有一连串的电脉冲非常有规律地每隔1.33秒出现。她连续跟踪了几天,发现它总是在天线阵对着天空同一方位时出现。很快,她们确定了该信号来自太阳系之外,不是地球人的作为。这么规律、高频的信号在天文观测中还从来没有过先例,最可能的……莫非是有外星人在给地球发电报?
贝尔在记录纸上电波图中找到的第一个脉冲星信号系列

他们依据科幻艺术中惯常的形象把这个信号命名为“小绿人”(Little Green Men)。

贝尔很懊恼。她一门心思只在尽快收集到足够类星体的数据好完成博士论文,小绿人来捣这么个乱纯粹是节外生枝。休伊什召集了一些专家开会,商议如果证实发现外星人如何知会政府、告知公众。贝尔则回到她的小屋子,再度埋头于记录纸堆。功夫不负有心人,她在过去的纸卷中又找出了另外三组类似的脉冲系列,分别来自完全不同的太空方位。她长舒一口气:这不会是天外文明,因为彼此相距几亿光年的四拨小绿人不可能不约而同地采用同样的方式来找地球人联络。

通过对太阳和其它恒星的光谱观测,结合第二次世界大战前后发展的核物理知识,科学家这时已经知道恒星内部基本上全是氢。这些巨大的“氢气球”在自身引力的重压下内部形成极高温而发生持续的热核反应:氢聚变成氦并释放出光和热。核反应产生的能量抵挡了重力,形成动态平衡。所以恒星看起来非常稳定,夜复一夜地发光。但氢燃料总会有耗尽的一天。一旦热核反应终止,整个恒星便会在重力压迫下急剧塌缩。越大、也就越重的星塌缩得越剧烈。我们太阳一般大小的恒星会塌缩成“白矮星”、再大一些的塌缩成“中子星”、而更为巨大的恒星就会塌缩成“黑洞”。

贝尔发现的,就是中子星。

当星球塌缩的压力足够摧毁原子的结构时,电子会被挤进原子核与质子合并成为中子。于是整个星球变得完全由中子组成。作为燃料耗尽“死亡”了的星球,中子星基本上不再发光,无法用光学天文望远镜观察到。但有些中子星还会有很强的磁场,转动时会发射电磁波。与地球类似,中子星磁场的南北极不一定与其自转轴的南北极重合,会有一个偏角。当电磁波顺着磁极方向往外发射时,这个无线电波束随星体自转便在宇宙中转圈扫描,有如旋转灯塔里发出的探照灯光束。如果地球恰巧被这个波束扫中,就会接收到一个电脉冲。贝尔发现的第一组信号就是这样的一颗中子星,它每四秒钟就自转三圈,于是贝尔的纸带上每1.33秒出现一个脉冲记录。
脉冲星示意图。垂直的绿线是脉冲星自转轴,白色曲线是磁力线,蓝色的“光束”是脉冲信号发射方向。随着星体的自转,“光束”像探照灯般转圈扫描。

我们地球自转周期是24小时,基本上很稳定。这是因为宇宙空间没有摩擦力,自转不会自己变快变慢。只是地球的自转会受到月球、其它行星还有自身地震等因素影响,不是完全一成不变。中子星很孤独,它们的高速自转除了发射无线电波损失能量和自身偶尔的“地震”这些可忽略的影响外,完全没有干扰。因此它们的信号周期异常地稳定,精确度高于地球上当时最准确的钟表。

休伊什把它叫做“脉动中的星”,并生造了一个英文词“pulsar”(脉冲星)来命名。这个词很快被用作美国第一款电子表的牌子,以彰显该表的精度。直到今天,它还作为汽车、摩托车的品牌出现在大众视野。

排除外星人的干扰后,贝尔终于完成了她的博士论文。论文主题是类星体,脉冲星只在最后的附录中提到。但她的这个近乎偶然的发现却开创了天文学一个崭新的领域。1974年,休伊什荣获诺贝尔奖。评委们却没有考虑过贝尔是否也应该分享这份荣耀。


脉冲星发现的论文发表后,立刻引起了美国一位年轻人的注意。26岁的泰勒(Joseph Taylor)刚刚从哈佛获得博士学位,立刻决定改变研究方向,一头扎进寻找脉冲星的热潮中。

当时恰好美国领地波多黎各岛上的阿雷西博(Arecibo)射电望远镜落成。这是一个超大型的射电望远镜,顺着山势建设,其抛物型天线口径达305米。它在建成后半个世纪中一直保持世界之最,直到2016年被中国贵州的500米口径望远镜(FAST)超越。暂时还未能被取代的是它的电影明星地位:1995年邦德(James Bond)谍战片《黄金眼》(GoldenEye)中,007与叛变的006便是在阿雷西博望远镜上决斗。

阿雷西博望远镜主要由美国康奈尔大学主持设计管理,初衷是研究地球高空电离层物理,但脉冲星的发现改变了她的使命。1970年代初,岛上聚集了一群康奈尔大学天文学研究生,发挥各种技能研究脉冲星。其中有泰勒的研究生赫尔斯(Russel Hulse)。

他们有这个强大的望远镜,可以探测到非常微弱的信号。他们更不再需要像贝尔那样肉眼寻找纸带上的蛛丝马迹,而是用计算机程序做自动分析。这样,赫尔斯平均每十天就能发现一颗新的脉冲星。原来整个宇宙都遍布着一直在给我们发电报的“小绿人”。而还有更多的中子星我们观测不到,因为它们或者没有强磁场或者他们发出的电波束没有扫描到地球。

最引起赫尔斯注意的是1974年夏天他发现的一颗星。这颗星自转极快,周期是0.059秒,也就是一秒钟内它就转了17圈!更奇的是它这个自转周期并不像其它脉冲星那么精确,过两星期后再测时发现有接近万分之一秒的改变。赫尔斯没有对这微小的偏差掉以轻心,而是持续跟踪测量,终于发现这个偏差本身也有自己的周期性:似乎那颗星的自转会慢慢地变慢,然后又慢慢地恢复,然后慢慢地变快,然后慢慢恢复……如此循环往复。怎么会出现这样的情形呢?

赫尔斯恍然大悟:不是这颗星的自转周期在变化,而是它自己在相对地球作周期性的运动。因为物理学中熟知的“多普勒效应”,相对运动中物体发出的信号频率会有变化。如果该星在朝向地球而来,它后来发出的信号走的路要比先前发的稍微短一些,这样测到的脉冲周期就显得在变短;反之,它离开地球远去时,我们测得的脉冲周期就越来越长。

那么,这颗星为什么会自己这么来回运动呢?其实,它是在绕着另一颗星公转。那颗星恰好我们在地球上观测不到。

赫尔斯发现了第一个双中子星系统。

虽然他们手上的数据极其有限:一颗星看不见,一无所知;一颗只能收到它自转的脉冲信号,但泰勒和赫尔斯凭借这点线索便能推算出很多名堂:从周期变慢和周期变快的时间差他们知道轨道不是圆形,而是很长很扁的椭圆。这个椭圆轨道自身也在“进动”。根据多普勒效应,从信号的微小变化又可以计算出轨道速度。从这些轨道参数又可以推算出中子星的质量,包括那颗看不见的中子星的质量。

经过这一系列的推演,他们发现这两颗星的质量差不多,都接近于一个半太阳。半径则只有10公里左右(可见其塌缩的程度)。它们之间的距离最远时有三百多万公里,最近时约75万公里(这个距离差不多是我们太阳的半径)。而它们公转的轨道速度异常快,达到光速的千分之一。如此的质量密度,如此相近的距离,如此之快的速度,它们是检验爱因斯坦相对论的天然实验室。泰勒和赫尔斯发现理论的预测与他们的测量结果符合的相当完美。赫尔斯以此工作顺利地获取了博士学位。

赫尔斯离开后,泰勒与新来的博士后韦斯伯格(Joel Weisberg)继续研究这个少见的双子星。他们再度脑洞大开:这不也是一个检验引力波的现成实验室吗?


1911年,英国物理学家卢瑟福(Ernest Rutherford)通过散射实验发现原子是由原子核和电子组成时,他提出了新的原子模型:电子在原子核的外围轨道上围绕原子核旋转,就像行星围绕太阳公转一样。这个图像后来被广泛引用于各种与原子或电有关的标志中。

可是这个模型有一个致命的缺陷:电子的运动会产生电磁波,造成能量损失。因此电子的速度会越来越慢,轨道越来越小,最终湮没于原子核中。因此这个模型不稳定,不可能实际存在。这个困难直到量子力学的建立,将经典的电子轨道改成量子的电子态才得以解决。

广义相对论中的引力波与电磁波类似。行星围绕恒星的运动也会因为发射引力波而失去能量,行星轨道也应该随之萎缩。好在我们生存的地球质量小、速度低,其轨道运动所发出的引力波微乎极微,无法察觉。(地球因为引力波的耗散而失去轨道稳定的过程至少需要1014亿年。我们不必为此操心,因为宇宙的年龄也不过100多亿年,而我们在地球上赖以生存的太阳本身的寿命也只还剩下50亿年。)

有意思的是,早在1930年代,当物理学家还在争论引力波是否存在、能否传递能量时,理想化的双星系统也是他们研究的焦点之一。因为广义相对论方程的复杂性,专家们计算出完全不同的结果:有人说双星会释放引力波耗能而发生轨道衰减;有人则完全相反,说它们其实会从外界吸收引力波能量,轨道反而会扩张。正如费曼所评论的那样,没有实验数据做参照时,理论家只能莫衷一是。

中国理论物理学家胡宁也是那场争论中的一员。1947年,胡宁在爱尔兰做博士后时研究了双星引力波问题。他最先在都柏林王家学院宣读论文时说引力波会导致轨道衰减,但在正式发表论文时又附加了一个更正,表示原来计算有错,符号反了——双星系统其实会吸收引力波而导致轨道扩大。直到1979年,已经是北京大学教授的胡宁在意大利的学术会议上再度发表论文,再度纠正三十多年前的结论。他解释说当初的错误在于选错了边界条件。

泰勒和韦斯伯格在1978年想到这个问题时,已经不再有理论上的争议。按照他们已知的中子星质量和轨道参数,广义相对论指出,因为引力波的能量损失,两个星星的平均距离会在一年内减小3.5米、公转周期减少76.5微秒(0.0000765秒)。虽然这些数值非常微小,却已经是可以用阿雷西博测量出来的了。果然,他们证实了广义相对论的推断。同时,物理学家终于可以确信无疑:引力波的确是存在的。

自那以后二十多年,韦斯伯格一直在跟踪测量这个双子星的轨道,可以持续看到轨道越来越明显的缩小,与广义相对论的预测惊人的一致。随着时间的推移,这两颗星将越来越快地加速接近,直到最后直接碰撞而合并。
双中子星因为引力波辐射的轨道衰减的测量结果(数据点)和广义相对论的理论预测(曲线)的比较。

1993年,泰勒和赫尔斯因为他们的发现获得了诺贝尔奖。韦斯伯格榜上无名。


爱因斯坦在1915年提出广义相对论时,就已经通过了光线弯曲和水星近日点进动两大检验。在那之后,这个理论相继在引力钟慢、引力红移、中子双星轨道等实验中完美地经受了考验。泰勒和韦斯伯格的测量,不仅是人类第一次间接地证明了引力波的存在,而且再次确立了广义相对论的不朽地位。

这一切,都起源于1967年夏天那个令贝尔颇为烦恼的小绿人给地球发来的电波。

与此同时,泰勒、赫尔斯、韦斯伯格和他们的同行们已经在我们的银河系中发现了两千多个脉冲星,其中几十个属于双星系统。在那之外还有众多我们无法观测到的中子星、双星。我们现在确定地知道这些双星的轨道运动会生成引力波,只是过于微弱,地球上现有的设备还无法直接测量出来。

但我们也更加知道,双星的轨道在衰减、在缩小。茫茫广宇中,应该有很多双中子星、甚至双黑洞正在急剧地加速接近,迟早会发生碰撞,或者已经发生了碰撞、合并。这会是异常剧烈的天文事件。它们会激发出引力波的“海啸”,奔向我们的地球,也许会携带着足够的能量可以为人类所测知。

只是,地球上期待着聆听这天籁之音的韦斯——和他的朋友索恩、布拉金斯基、德瑞福们——准备好了么?

(待续)


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