Когда астрономы наблюдают пульсар и видят, что его орбита подчиняется законам движения планет Кеплера, которые описывают обращение планет вокруг Солнца, они обычно определяют ее с помощью так называемых кеплеровских параметров. Но если у орбиты обнаруживаются отклонения, ученые адаптируют кеплеровские орбиты к новым условиям, вводя так называемые посткеплеровские параметры. Эти настройки помогают ученым описать то, что они видят.

Один из таких параметров – задержка Шапиро. Компаньоны пульсаров – это плотные тела, например белые карлики, поэтому они искривляют излучаемый пульсаром свет (или, как в данном случае, радиоволны). Согласно общей теории относительности Эйнштейна, это излучение, когда оно проходит мимо компаньона пульсара, должно проваливаться вниз – в яму в ткани пространства-времени, а затем снова выбираться наверх и добираться до наших телескопов, таким образом, позже, чем если бы оно двигалось по прямой, в случае плоского пространства-времени. Задержка Шапиро не служит проверкой общей теории относительности, но эта задержка предсказывается теорией. Если предположить, что Эйнштейн прав, с помощью общей теории относительности можно использовать характеристики задержки Шапиро для вычисления массы компаньона. Кактолько эта масса станет известной, из нее относительно легко получить массу пульсара.

Но большинство гравитационных проверок основано не на измерении задержки Шапиро, а на отслеживании изменений орбиты объекта – обычно крошечных, – которые накапливаются с течением времени. Например, когда пульсар и его компаньон движутся вокруг их общего центра масс, из-за излучения гравитационных волн система теряет энергию движения по орбите, а следовательно, их общая орбита должна сужаться – и пара будет постепенно сближаться в роковом последнем танце, ведущем к столкновению. Именно этот сценарий впервые был косвенно подтвержден наблюдениями Халса и Тейлора в 1974 году и нашел прямое подтверждение в эксперименте на интерферометре LIGO, когда был зарегистрирован всплеск GW170817 гравитационных волн при слиянии двух нейтронных звезд. Это стало решающим прямым доказательством – и важной проверкой – правильности общей теории относительности.

Другой релятивистский эффект (и посткеплеровский параметр), который астрономы пытаются определить из наблюдений двойных систем, – это смещение периастра [31] . Согласно общей теории относительности, в такой системе эллиптическая орбита, которая была бы идеальным эллипсом в ньютоновской системе, не является замкнутой. За каждый оборот она чуть-чуть смещается. Это то же самое явление, что и смещение перигелия Меркурия: обращаясь вокруг Солнца, он не движется точно по одной и той же траектории, и его перигелий – точка на его орбите, в которой он находится ближе всего к Солнцу, – из-за кривизны пространства смещается на сорок три угловые секунды за столетие.

Измерение смещения периастра в двойных системах нейтронных звезд – другими словами, определение того, как быстро смещается орбита, – позволяет астрономам вычислить массы пульсаров и их компаньонов, опять же в предположении, что Эйнштейн был прав. Но если Эйнштейн был неправ и эти формулы неверны, ученые могли бы получить разные значения масс с помощью двух методов. Задержка Шапиро, которая является следствием общей теории относительности, – явление, выходящее за рамки теории тяготения Ньютона. Эйнштейн предсказал, что все отклонения от теории Ньютона должны быть связаны между собой определенным образом, и в данном случае это означает, что все они должны приводить к одним и тем же массам пульсара и его компаньона. “Если этого не происходит, значит, что-то не так с теорией Эйнштейна”, – говорит Арчибальд.

Если два посткеплеровских параметра известны, а вы затем измерите третий, станет возможно проверить, согласуется ли он со значением, предсказанным на основе двух других, опять используя теорию Эйнштейна. Добавьте четвертый параметр, и вы получите еще одну проверку теории относительности Эйнштейна. Если бы ученые обнаружили какие-либо измеримые отклонения от этих предсказаний, то общая теория относительности Эйнштейна, возможно, перестала бы служить лучшей теорией гравитации. Но до сих пор никакие измерения посткеплеровских параметров не смогли заставить нас усомниться в правильности уравнений Эйнштейна.

С точки зрения общей теории относительности большинство пульсарных систем малоинтересны – они не позволяют астрономам наблюдать какие-либо посткеплеровские параметры. Лишь несколько систем нейтронных звезд оказываются “релятивистскими”, то есть они достаточно массивны и движутся по своим орбитам достаточно быстро, чтобы эффекты общей теории относительности стало возможно наблюдать. Одна из них – двойная система Халса – Тейлора. Среди других – двойная система, которую Алекс Вольщан открыл в 1990 году, а также пульсар, вокруг которого обращаются три планеты и который они с Дейлом Фрейлом впервые обнаружили в 1992 году.

“Отклонена”.

В электронном письме были и другие слова, но это слово выделялось и казалось написанным ярко-красными чернилами. На дворе стоял июнь 2007 года, и Дункан Лоример, астрофизик из Университета Западной Вирджинии, впервые отправил статью, где он значился как ведущий автор, в престижный академический журнал Nature. Как и большинство ученых, Лоример всегда мечтал о публикации в журнале Nature, где его имя стояло бы на первом месте, и он считал, что ему наконец-то выпал шанс. Но его рукопись даже не отправили рецензентам – редакция британского журнала сочла, что “маловероятно, что его статья выдержит конкуренцию в условиях ограниченности объема журнала” и, кроме того, она “не представляет большого интереса для тех, кто работает в той же или смежных областях науки”.