從中子星發(fā)出了間歇性的脈沖光，脈沖信號(hào)成了宇宙中最準(zhǔn)確的計(jì)時(shí)器，通過(guò)對(duì)中子星脈沖信號(hào)的檢測(cè)，天體物理學(xué)家檢驗(yàn)了愛(ài)因斯坦的廣義相對(duì)論。當(dāng)脈沖星和其它的中子星、白矮星結(jié)伴而行時(shí)，相互繞轉(zhuǎn)的兩個(gè)致密性的星體成為了對(duì)廣義相對(duì)論進(jìn)行檢驗(yàn)的理想場(chǎng)所，兩個(gè)體積濃縮的大質(zhì)量天體發(fā)出了強(qiáng)大引力，產(chǎn)生了相互的引力干擾。除了中子星和中子星、中子星和白矮星這兩種奇異天體的組合，脈沖星和黑洞同樣可能“結(jié)成對(duì)子”，相互繞轉(zhuǎn)的大質(zhì)量天體的特性能夠有效地檢驗(yàn)愛(ài)因斯坦的理論預(yù)測(cè)。

西班牙和印度的科學(xué)家進(jìn)行了聯(lián)合研究，他們?cè)噲D舉起物理學(xué)的“圣杯”，檢驗(yàn)愛(ài)因斯坦引力理論的有效性。中子星的物質(zhì)密度極高，它們的體積相當(dāng)于一個(gè)小城鎮(zhèn)的大小，半徑通常大約為10公里。發(fā)出脈沖的中子星好似宇宙海洋的燈塔，從脈沖星發(fā)出了伽瑪射線和X-射線光束，中子星的高速旋轉(zhuǎn)速率達(dá)到了每秒數(shù)百圈，它們的物理特征成為了對(duì)廣義相對(duì)論進(jìn)行檢驗(yàn)的有效參數(shù)。1915年到1916年，愛(ài)因斯坦發(fā)表了在物理學(xué)上有里程碑意義的廣義相對(duì)論。

西班牙空間研究所(IEEC-CSIC)的研究員迭戈·F·托雷斯解釋說(shuō)，脈沖星充當(dāng)了非常精確的計(jì)時(shí)器角色，研究人員可以檢測(cè)到任何脈沖星信號(hào)的偏差，他們將實(shí)際修正的測(cè)量值與理論模型的預(yù)測(cè)值進(jìn)行比較，或是設(shè)定限度，或是直接檢測(cè)兩者的偏差值。 怎樣解釋在理論預(yù)測(cè)和實(shí)際觀測(cè)之間出現(xiàn)的偏差值？這是因?yàn)槟硞€(gè)脈沖星處于大質(zhì)量天體的附近，例如：中子星靠近了黑洞，中子星靠近了白矮星。致密的白矮星是恒星的遺物，當(dāng)像太陽(yáng)之類的恒星耗盡所有的核燃料時(shí)，它們?cè)谔修D(zhuǎn)化為體積大幅“縮水”的白矮星。

雙星系可以由一顆脈沖星和一顆中子星組成（包括雙脈沖星），也可以由一顆脈沖星和一顆白矮星組成，以雙星系為“超級(jí)實(shí)驗(yàn)室”，天體物理學(xué)家非常成功地檢驗(yàn)了愛(ài)因斯坦的引力理論。去年發(fā)現(xiàn)了一顆非常罕見(jiàn)的中子星SGR J1745-2900，它伴隨了一個(gè)超大質(zhì)量黑洞，銀河系中心的黑洞Sgr A*的質(zhì)量相當(dāng)于太陽(yáng)質(zhì)量的四百多萬(wàn)倍，然而，天文學(xué)家一直未能找到一顆中子星繞一個(gè)普通質(zhì)量黑洞旋轉(zhuǎn)的情形，一個(gè)普通黑洞數(shù)倍于一顆恒星的質(zhì)量。

科學(xué)家一直認(rèn)為，奇異的雙星體好似“宇宙好舞蹈”中的一對(duì)魔鬼舞伴，這為檢驗(yàn)現(xiàn)代的引力理論提供了權(quán)威或圣神的舞臺(tái)，“超級(jí)搭檔”的黑洞和脈沖星的組合極為有效地檢驗(yàn)了現(xiàn)代的引力學(xué)說(shuō)。西班牙空間研究所的托雷斯和印度理論科學(xué)國(guó)際中心的物理學(xué)家、IEEC-CSIC的博士后研究員孟加里·巴格奇共同合作，他們?cè)凇队钪鎸W(xué)和天體粒子物理學(xué)》雜志發(fā)表了理論研究的成果，兩位物理學(xué)家因此獲得了2014年有關(guān)引力理論研究的榮譽(yù)獎(jiǎng)勵(lì)。

廣義相對(duì)論指出了物體的引力只是依賴于它們?cè)跁r(shí)空的位置，而不是依賴于物質(zhì)的組成。在一個(gè)做自由落體運(yùn)動(dòng)的實(shí)驗(yàn)室中，任何實(shí)驗(yàn)的結(jié)果都不是依賴于實(shí)驗(yàn)室的下落速度，或不是依賴于實(shí)驗(yàn)室在時(shí)空的位置。引力常數(shù)決定了不同物體之間引力作用的強(qiáng)度值，引力常數(shù) G = 6.67384(80) x 10-11 N m2/kg2，盡管G是一個(gè)常數(shù)值，但它的準(zhǔn)確度最低，目前測(cè)量的精確度僅為萬(wàn)分之一。

考慮到以上的兩種因素，脈沖星和黑洞的組合體并不是絕對(duì)完美的實(shí)驗(yàn)場(chǎng)合，然而，科學(xué)家還是急于找到脈沖星和黑洞組合的雙星體，主要是因?yàn)槊}沖星和黑洞的組合體適合于分析大多數(shù)偏差值的情形，脈沖星和黑洞的雙體結(jié)構(gòu)實(shí)際上只是理想天體組合中的一種，特別適合于X—射線和伽瑪射線太空望遠(yuǎn)鏡的觀測(cè)對(duì)象，比如：錢(qián)德拉、NuStar 、斯威夫特太空望遠(yuǎn)鏡，也適合于正在建造的大型射電望遠(yuǎn)鏡的觀測(cè)對(duì)象，比如：澳大利亞和南非的巨型平方公里陣列SKA。

（編譯：2014-12-5）