Общая теория относительности - Хокинга В.
Скачать (прямая ссылка):
/С. М. Уилл
компаньона пульсара решающая проверка в настоящее время невозможна.
Однако на рис. 4 показаны грубые ограничения, которые можно было бы
наложить на при различных массах пульсара, предполагая, что компаньоном
пульсара является 1) нейтронная звезда или 2) белый карлик. Значения
величины @> рассчитывались с помощью общерелятивистских моделей
нейтронной звезды [184]. Расчеты, на основании которых построен рис. 4,
были проведены в постньютоновском приближении [184], и поэтому в них
невозможно
Рис. 4. Ограничения на дипольный параметр | хд |.
Получены из верхних наблюдательных ограничений (в 20) на величину
равных
)0-,год-1 (сегодняшнее значение) н I0-*год- 1 (предполагаемое значение в
будущем), ограничения приведены в зависимости от массы пульсара.
Рассматриваются два возможных компаньона пульсара) нейтронная
звезда(кривая «на») н не нейтронная звезда (кривая «не нз>).
Предполагается, что компаньон вносит незначительный вклад в смещение
периастра ,т =2,83 Шф) и в уменьшение радиуса орбиты. Предсказываемые
значения |Хд| указаны
стрелками. 1 — IPj/P^KlO-’ лет-1, 2 — |Р^/Р^|<10-* лет-1.
было учесть экстремально релятивистскую структуру пульсара,
следовательно, приведенные ограничения на параметр xD следует считать
лишь некоторым приближением. Расчеты, в которых точно учитывалась
релятивистская структура пульсара, были проведены в рамках биметрической
теории Розена Уиллом и Эрдли [183].
/. Теория гравитации и эксперимент
69
Основные различия результата этих расчетов по сравнению с предыдущими
состоят в следующем: 1) возможность больших масс (6,96то в случае двух
одинаковых нейтронных звезд), определяемых по смещению периастра, 2)
большие значения величины 3 для моделей нейтронных звезд в теории Розена.
В ходе дальнейших наблюдений системы, усилив ограничение на Рь/Рьу
установив природу и массу компаньона, можно будет провести решающие
проверки тех теорий, которые без этого можно было считать жизнеспособными
альтернативами общей теории относительности.
в. Проверка постньютоновских законов сохранения
Некоторые метрические теории гравитации предсказывают возможность
«самоускорений» двойной системы в направлении периастра с ускорением,
равным [220]
Рт '• а '* (1 —е2) '*
где п — единичный вектор, направленный от центра масс системы к точке
периастра массы В любой полуконсервативной теории гравитации а3=?а=0 и
такой эффект отсутствует, следовательно, этот эффект может иметь место
только в тех теориях гравитации, в которых нарушаются глобальные
постньютоновские законы сохранения импульса. Однако современные
эксперименты в Солнечной системе (разд. 3) налагают ограничение только на
параметр а3> a именно |а3|<2-10“5. На параметр ?2 нет ни одного сильного
ограничения, хотя Шапиро и Теукольски [232], воспользовавшись данными по
гравитационному красному смещению для белых карликов, получили очень
слабое ограничение |?а|<100. Другие эксперименты типа лазерной локации
Луны (п. 3.4) дают проверку для комбинаций ППН-параметров, включающих ?2.
В настоящее время известно несколько жизнеспособных теорий гравитации, в
которых ?2=?*=0. Любая теория, основанная на инвариантном принципе
наименьшего действия, автоматически является полуконсервативной [78]; все
теории, перечисленные в табл. 7, попадают в этот класс теорий. И все же
ненулевое значение ?а может иметь важные физические следствия; являясь
параметром «закона сохранения», ?2 в некотором смысле служит мерой того,
«насколько сильное гравитационное поле генерируется гравитационной
энергией». Вагонер и Мелоун [233] показали, что вклад собственной
гравитационной энергии в активную гравитационную массу нейтронной звезды
чувствителен к значению параметра ?а, и призывали к осторожности при
попытках выяснить природу компактного объекта (т. е. отличить нейтронную
звезду от черной дыры), основанных только на определении активной
гравитационной массы по кеплеровским орбитам. Таким образом, верхнее
ограничение на
70
К? М. Уилл
аномальное ускорение центра масс явилось бы прямой проверкой законов
сохранения в гравитации и позволило бы дать ограничение на ППН-параметр
?».
В двойном пульсаре наблюдаемый эффект, связанный с таким аномальным
ускорением, проявляется в виде вековых изменений как наблюдаемого периода
пульсара, так и наблюдаемого орбитального периода (эти изменения включают
в себя и доплеровское смещение), равные
Р'ь . ,п_, Х(1 — Х)/ т у/.
Тр~Рь^ 4'10 (1 + *)а (2,83mQ) X
х («3 + ?,) (тУ год_1> ***10 лет>
где t— время с сентября 1974 г., когда стали учитывать влияние смещения
периастра на направление вектора п.
Наблюдения Тейлора и др. [188] вплоть до сентября 1976 г. указывают на
то, что для самого пульсара
/уР,«(4,6 ±0,2). 10- год-1,
Тем самым ограничение, налагаемое на ?», составляет I С. I < 0,1 [(1 +
X)V8X (1 - X)] (2,83mo/m)V.-
Поскольку предсказываемый эффект растет линейно со временем, повторяемые
измерения величины Рр/Рр будут усиливать ограничение на ?з (в
