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如何用光線幫星星量體重?廣義相對論的實現

2017/7/5 — 21:28

Sahu 團隊對 Stein 2051B 的觀測(此為Stein 2051B位於E1時的照片)。藍色線表示
 Stein 2051B 相對背景恆星 (source) 的位移。

Sahu 團隊對 Stein 2051B 的觀測(此為Stein 2051B位於E1時的照片)。藍色線表示
Stein 2051B 相對背景恆星 (source) 的位移。

星星有多重?長久以來,人類能夠直接量度其質量的恆星,只有我們的太陽。利用克卜勒行星運動第三定律,代入太陽系各行星的平均公轉軌道半徑和週期,即使是物學新手亦能輕鬆算出太陽質量。

那麼其他恆星呢?如果它們有行星系統的話,就可以靠哈勃、克卜勒太空望遠鏡等觀察其公轉軌道,用克卜勒定律算出恆星質量。然而,並非每個恆星都有行星繞其運轉。有一部分恆星是雙星系統,即兩個恆星互相環繞系統的質心轉動。除非能夠準確測量雙星系統軌道平面相對地球方向的角度,否則我們只能計算出系統的總質量,不能得知每個恆星各有多重。

愛因斯坦的廣義相對論說,就算是沒有質量的光線也會被重力吸引。1919 年,愛丁頓遠征非洲觀察日全食,測量了日食時太陽旁來自遙遠恆星的光線,發現恆星的位置偏移了。這是人類史上首次以實驗驗證廣義相對論,透過星光偏折的角度,就計算出時空如何被質量扭曲。

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扭曲光線這個效應,已經被天文學家利用來觀察遙遠的星系。當光線經過非常重的星系附近,會在其旁邊形成一個環狀的扭曲了的影像。這個扭曲效果就好像透鏡眾焦一樣,光線來源的影像會被加強和放大。我們叫這個效應做重力透鏡。這個光環叫做愛因斯坦環,其大小由造成重力透鏡的質量決定,質量越大效果越明顯。天文學家已經利用重力透鏡效應測量了很多星系的質量。

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然而,天文學家從未使用重力透鏡量度恆星的質量。這是因為恆星質量太小,我們稱這個效應做微重力透鏡效應,而且必須非常接近背景星光才能使透鏡效果大到在望遠鏡的探測範圍裡。可是,恆星與背景恆星太接近的話,恆星的光芒又會遮蔽背景星光。

Sahu 和他的研究團隊在 2013 至 2015 年利用哈勃太空望遠鏡觀察了白矮星 Stein 2051B 的微重力透鏡效應。Stein 2051B 是第六位接近地球的白矮星,其移動相對於地球就比背景星空明顯。當它移動到非常接近一個背景恆星時,研究員測量了背景恆星的光線偏折現象,得出 Stein 2051B 的質量為 0.675+/-0.051 太陽質量。

這是史上首次成功量度恆星質量造成的微重力透鏡效應,而且得出的質量數值與使用恆星演化模型計算出的 0.67+/-0.03 太陽質量吻合,因此亦同時驗證了天體物理學家的恆星演化模型正確。

百年之前,星光偏折證實廣義相對論震驚世界,誰會想到在百年後的今天,這個效應仍能創出科研突破?

原研究論文:

Sahu et al. 2017, "Relativistic deflection of background starlight measures the mass of a nearby white dwarf", Science, 10.1126

原文刊於《物理雙月刊》

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