我们已经能够在太阳系内探索多种多样的引力效应，其中不乏精确度相当高的实验，这是因为我们能很好地把握邻近的行星和人造卫星的运动。但是太阳系内天体运动速度偏慢，密度偏低，所以它们产生的引力场都非常弱。如果我们把目光放得更远，我们就能看到比身边的太阳系更加极端的天体。

我先讲讲一颗恒星的一生。第一代恒星被认为是从氢分子云中诞生的。这些氢分子云产生于宇宙大爆炸，它们在自身的引力作用下逐渐坍缩变得又热又致密，直到最后发生了核反应。核反应产生的向外的压力和向内的引力平衡时，一颗由气体坍缩成的剧烈核反应大火球——恒星——就这样诞生了。以上是对坍缩气体和核反应的一个粗略描述，我们的太阳内部也正发生着这样的过程。

但故事还没有结束。像太阳这样的恒星寿命有限。到最后，核聚变的燃料——氢——将会耗尽，然后恒星就会开始燃烧其他燃料。这使它们膨胀成红巨星。这些替代氢的燃料会依次耗尽，恒星的引力坍缩会再度发生。阻止这一坍缩的方式决定于恒星的大小。一颗小质量恒星会变成一颗白矮星(white dwarf)。在白矮星中电子的量子力学性质[1]会阻止它继续缩小。到这一步，恒星内的空间已经容不下更多的电子。

如果恒星质量更大些，它最后就会变成一颗中子星(neutron star)。对于这一类恒星，核聚变到终点时会产生核心坍缩，然后导致剧烈的爆炸，这一爆炸被称为超新星(supernova)。在这一过程中引力强到足以把电子和质子压到一起形成中子。此时电子压消失，恒星一直坍缩，直到不可能有更多的中子能被塞进它所在的空间。到最后，形成的中子星密度变得和原子核的差不多，在这个意义下我们可以把中子星看作一颗巨大的原子核(不过没有质子和电子环绕)。中子星又小又致密，它们的密度比太阳系内任何物体都大，而且一般以极快的速度自转。

中子星还不是恒星坍缩可以形成的最极端天体。这一头衔应该颁给一类叫黑洞(black hole)的天体。如果一颗恒星质量大到最后连中子都不能支持引力，它将会坍缩成一个黑洞。黑洞是自然界中存在的最极端的物质之一。在坍缩之后只剩下引力场本身。黑洞由一个被事件视界(event horizon)包裹的时空区域组成。黑洞里的引力场强到没有任何物质可以从事件视界内逃出来，连光都不行，这也就是黑洞名字的来由。

在这一节我们将考虑上述恒星系统。天文学家们现在已经发现了大量这样的系统，在对它们的观测中我们能够以新的方法探索引力，这些方法在太阳系内是不可能实施的。这些天体的极端性质使爱因斯坦理论的效应变得非常明显，它们为我们提供了探索引力的令人激动的全新窗口。

赫尔斯-泰勒脉冲双星

赫尔斯-泰勒脉冲双星(Hulse-Taylor binary pulsar)，或者叫PSR B1913+16，是一个由相互绕转的中子星组成的双星系统。这个系统有个值得注意的地方：其中一颗中子星是脉冲星(pulsar， pulsating star的简称)。从地球上看，脉冲星会非常规律地发射出脉冲辐射。这一辐射产生于它们周围的强磁场引起的超强光束。由于中子星的迅速自转，这些光束在远处的天文学家们看起来就像快速亮灭的闪光，就像灯塔旁边的船员看到灯塔的信号闪光那样。脉冲星最早于1967年被乔瑟琳·贝尔·伯奈尔(Jocelyn Bell Burnell)和安东尼·休伊什(Antony Hewish)发现。他们观测到了很规则的闪光，这一闪光现在被视为脉冲星存在的标志。实际上，它最早被看成外星文明的信号。那些天文学家甚至给这些信号的来源命名为小绿人一号(Little Green Men-

1，缩写为LGM-1)。后来人们在天空的其他位置发现了相似的信号，这使他们意识到这些信号来自快速自转的中子星。现在我们已经确认了1000多颗脉冲星，这个数字将来还会越来越大。

赫尔斯和泰勒在1974年发现的PSR B1913+16，其意义不在于找到一颗脉冲星，而是它正绕着另一颗中子星转。这一结论基于他们发现该脉冲星的脉冲频率稍有变化，也就是说脉冲有时候早三秒钟，有时候晚三秒钟。这一变化的周期大约是七小时四十五分钟。因为这个脉冲星每秒脉冲17次，我们可以画出一个带有明显振动模式的脉冲图像，对于这一现象唯一能得的解释是，它正在围绕着另一个天体公转，轨道半径大约3光秒(也就是光在3秒内走过的距离，大约为100万千米)。

因此，赫尔斯-泰勒脉冲星被认为属于一个双星系统，但人们并没有找到双星系统中的另一颗星。这意味着它并不是一个普通的恒星，虽然它有恒星那样的质量。这一双星系统另一个天体最有可能的是不发射脉冲的中子星(或者至少不朝我们发射任何脉冲)。这样的系统对于研究引力来说非常有用，因为两个天体都非常致密，而且以极高的速度绕转。这使得爱因斯坦理论预言的微小效应变得更加明显。而这两颗中子星的其中之一还发射出和原子钟一样精确的脉冲信号，这更是锦上添花，我们可以从这一信号中提炼出更多关于引力相互作用的信息。

从1974年被发现起，人们一直在收集关于赫尔斯-泰勒双星的数据。这一任务主要由位于波多黎各的阿雷西博望远镜(Arecibo telescope)完成。阿雷西博望远镜是一个直径达305米大的射电天线(看过电影《黄金眼》的人应该十分熟悉)，它收集了大量关于这一非常特别的双星系统的数据。我将在后文讨论一些其他的脉冲双星系统，但对它们的观测时间都没有比赫尔斯-泰勒脉冲星长。人们可以利用脉冲双星系统的巨大数据库对引力做非常精确的实验。

现在，让我们来考虑关于引力的信息是如何隐藏在这些脉冲星信号的特征里的。其中一种方式是脉冲星信号穿过中子星伴星时发生的引力红移和时间延迟。回忆一下，我们已经在太阳系内测量了这两种效应。现在它们在遥远的双中子星系统中也得到了验证，而这两颗中子星之间的距离差不多就太阳那么大。另一个效应更为人熟知，即轨道进动，人们可以在赫尔斯-泰勒脉冲双星系统中观测到它。就像水星一样，赫尔斯-泰勒脉冲双星系统的双中子星围绕着彼此进动。它们能在一天内完成水星要一个世纪才能完成的进动。

关于双脉冲星的最后一个观测效应是引力波辐射导致的轨道周期变化，这一效应在太阳系内是不可能被测到的。我们还没有讨论引力波，它是爱因斯坦理论的一个重要预言：它们是存在于时空中的涟漪，能带走某个系统的能量。引力波在牛顿理论中是不存在的，所以它对于爱因斯坦理论的验证非常重要。我将在第4章详细解释引力波。而现在，我们只需要知道引力波是爱因斯坦预言的，而且脉冲双星系统辐射的引力波会带走它们的能量。

我们可以在赫尔斯-泰勒系统的信号中测量三种相对论效应。它们是中子星伴星引力场导致的时间延迟、双星轨道的进动以及引力波辐射带走能量导致轨道周期变短。这三种效应中的任意两种都可以用来计算两颗中子星的质量(在这样的双脉冲星系统被发现之前，还没有什么办法可以测量中子星质量)，第三种则可以用来验证爱因斯坦的理论是否正确。

利用上述方法测量，赫尔斯-泰勒双星系统中两颗中子星各有1.4个太阳质量。这一结论来自测量时间延迟效应(0.02%精确度)以及轨道进动(0.000 1%精确度)。利用两颗中子星的质量，我们就可以计算爱因斯坦理论预言中引力波带走的能量，以及它导致的轨道周期如何变化。结论是，爱因斯坦理论预言赫尔斯-泰勒系统的轨道半径大约每年减少3.5米。天文观测以0.2%的精确度证实了这一结果。这是验证爱因斯坦理论的另一个卓越的实验，赫尔斯和泰勒因此获得了1993年的诺贝尔物理学奖。

人们预测赫尔斯-泰勒脉冲双星系统中会发生的最后一种效应叫测地进动(geodetic precession，即陀螺自转轴的指向的变化)。由于脉冲星自己就像一个绕着伴星公转的陀螺，这一效应可以由脉冲星信号的形状测出。虽然它是可能被观测到的，但是现有的数据精确度不足以用来验证爱因斯坦的理论。这主要是因为我们不大清楚脉冲辐射来自中子星表面的哪个位置。

赫尔斯-泰勒脉冲双星系统为验证引力理论提供了一些卓越的方法。虽然它非常独特，但那只是过去，现在，它已经不再是我们知道的唯一的脉冲双星系统。现在让我们来看看一些新发现的系统，它们中有一些在对于引力理论的验证上得到了足以比肩赫尔斯-泰勒脉冲双星系统的结果，将来甚至会超越它。

其他脉冲双星系统

鉴于赫尔斯-泰勒脉冲双星系统的重要历史地位，在冠以学名(PSR B1913+16)的同时，它还以它的发现者命名。而其他脉冲双星系统一般我们只叫学名。习惯上，我们把这一系统叫作PSR，也就是“脉动源的辐射(Pulsating Source of Radiation)”，然后加上它们的赤经和赤纬(用来描述天空中位置的坐标)。字母“B”或“J”也被用来表示该系统是发现于1993年之前或之后(在1993年之后发现的脉冲双星系统一般具有较高的位置精确度)。

直到2006年以前，我们只发现了其他8个轨道周期短于1天的脉冲双星系统。它们中有一些存在特殊性质，人们对此兴致勃勃，并利用它们研究引力。虽然观测时间没有赫尔斯-泰勒脉冲双星那么长，它们还是让人们对引力有了更深入的理解。在这一节的后半部分，我将粗略地介绍一下其中最有代表性的几个系统，最后再来展望一下太阳系外引力测验的未来。

让我们从PSR B1534+12开始。它的学名告诉我们这一脉冲双星系统发现于1993年之前。这一系统引人注目的是，在我们看来它差不多完全是侧向的。也就是说，我们的视线几乎完全和这一系统的轨道平面重合。这一方向的时间延迟效应最强，因为在某些时候天文学家们观测到的脉冲星射电信号在传播途中会非常接近伴星。脉冲星的脉冲非常强，而且很窄，这使它们成为非常好的时钟。不幸的是，我们并不能非常准确地测量地球到这一系统的距离，这限制了用它来测验引力的精确度。直到今天，和赫尔斯-泰勒系统比起来，我们也没有从它身上了解更多关于引力的信息。

另一个非常有趣的脉冲双星系统是PSR J1738+0333。人们发现这一系统的脉冲星绕着一颗白矮星旋转(白矮星是中子星的老大哥，详见本节前文的介绍)。这类系统的特殊之处在于：两个天体迥然相异。因此我们可以利用它来做关于引力的新实验。爱因斯坦理论指出，引力波对两个天体是否相似这一点并不敏感，而其他的引力理论则预测引力波对两个天体是敏感的。我们可以测量PSR J1738+0333这类系统中引力波带走的能量，从而验证爱因斯坦的理论。如果爱因斯坦是错的，那么我们将看到PSR J1738+0333以非常高的损失率损失能量。到目前为止，我们并没有看到这一异常，所以爱因斯坦的理论再一次得到了证实。

然而，2006年以前最令人兴奋的系统当属PSR J0737-3039A/B。这一系统发现于2003年，它拥有一系列令人难以置信的性质。这一系统的两颗中子星都是脉冲星，人们把它叫双脉冲星(the double pulsar)，这使它在所有系统中独树一帜。这一系统不再仅仅是拥有一个产生引力场的大质量天体，而是两个天体都会辐射脉冲，这使我们能前所未有地利用两个天体的轨道来研究引力。除此之外，这两颗脉冲星还在以极高的速度自转(即使是以双中子星的标准而言)，并且这一系统也是侧向的。这些性质综合到一起，使得这一系统的相对论引力效应非常之强，强到2008年其中一颗脉冲星的进动过远，以至于我们都观测不到它的脉冲了。

现在，我们不再需要花上几十年才能观测到爱因斯坦引力理论产生的效应了，有了脉冲双星系统，这一过程需要几年时间。PSR J0737-3039A/B提供了比赫尔斯-泰勒系统更好的证据证实引力波的存在。由于两颗脉冲星都是可见的，这一系统能提供六种方法来测量引力场，而赫尔斯-泰勒系统只有三种。在这一系统中，确定了两颗中子星的质量后，我们还有四种互相独立的实验来测试引力。爱因斯坦的引力理论将再一次大获全胜。

未来

虽然太阳系系外引力系统的观测已经给我们带来了惊人的发现，但未来仍旧值得期待。我们之所以如此乐观，是因为人们正在修建新一代的望远镜，其中最大的叫做平方千米阵(Square Kilometre Array，缩写为SKA)。平方千米阵能接收非常遥远的信号源发射的射电辐射，它将成为地球上最大规模的望远镜。

平方千米阵由几千个射电天线组成，覆盖包括非洲南部、澳大利亚和一些其他撒哈拉以南国家，面积有几千平方千米。这一望远镜的接收面积(所有射电天线面积加起来)高达100万平方米，它的灵敏度将比已有的射电望远镜高50倍，其配套的计算机网络系统带宽比现有所有因特网加起来还大。平方千米阵的预算估计为20亿欧元，由澳大利亚、新西兰、加拿大、中国、印度、南非、意大利、瑞典、荷兰、英国和德国资助。平方千米阵在任何层面上来讲都是一个里程碑。

计划和修建像平方千米阵这样的巨型项目需要很长时间。但在2020年它开始接收数据以后，人们将可以利用它进行一些前所未有的实验。为了研究引力，最重要的实验之一就是观测大量脉冲星。首先，平方千米阵很可能会发现大量新的脉冲双星系统，我们可以按照前一节的方式利用它们研究引力。其次，平方千米阵可能会发现成百上千的微秒级脉冲星(microsecond pulsars，它们1秒能完成百万次自转)。通过仔细测量它们发射的信号，平方千米阵甚至能够直接测出经过我们这里的长波引力波。也就是说，平方千米阵可以看作一个巨型引力波探测器。

天文学家们期望利用平方千米阵做的引力效应观测将比太阳系内观测精确100倍。这会是巨大的进步。现在，脉冲双星观测的精确度刚刚开始超越太阳系内观测，平方千米阵开始成为最佳的引力测验工具。除了在这方面具有优越性之外，平方千米阵还具有更多令人期待的潜力。其中之一就是利用它去探测引力在极大尺度宇宙范围内的效应。我将在第5章回到这一课题。另一方面是它可能发现围绕黑洞公转的脉冲星系统。黑洞具有宇宙中最强的引力场，它由恒星不可逆转的剧烈坍缩形成。脉冲星和黑洞组成的双星系统应该非常稀少，但如果它们真的存在，平方千米阵就有机会发现它们。这一类系统将提供在最极端环境下验证引力的可能，它是一个非常激动人心的构想。

在不远的将来，人们有理由对太阳系外引力试验充满希望。原因在于最近发现的一种新脉冲星系统。2014年，一组天文学家宣布他们发现一个一颗脉冲星绕着两颗白矮星公转的系统。他们把这个三体系统称为PSR J0337+1715。三体系统的公转轨道比两体系统存在丰富得多的可能性，而且看上去这些轨道的结构还可以划分等级，也就是说，脉冲星绕着其中一颗白矮星做闭合轨道公转，而另一颗白矮星以很远的距离绕着这两颗星公转。人们发现外面这颗白矮星的存在加速了里面这对天体的公转速度。三体系统是研究强引力物理的新“实验室”。

我们可以期待，包括平方千米阵在内的新的望远镜会帮助我们研究脉冲双星和脉冲三星系统。天文学家们甚至可能利用它们看到参考系拖曳现象(详见第2章的描述)，也就是旋转星体拖着空间本身转动的效应。这些观测不仅可以用来研究引力物理，还能让天文学家们了解中子星内部物质的特性。如果这些构想成真的话，我们将能够研究密度高达万亿千克每立方厘米的物质。

[1]　即下文提到的电子压。