Dvojitý pulsar

Binární pulsar  je pulsar , který má druhou složku , často neutronovou hvězdu nebo bílého trpaslíka . Alespoň v jednom případě ( PSR J0737-3039 ) je druhou složkou také pulsar. Binární pulsary jsou jedním z několika objektů, které umožňují fyzikům testovat závěry obecné teorie relativity díky silným gravitačním polím v blízkosti takových objektů. Ačkoli je obvykle obtížné nebo nemožné přímo pozorovat doprovodný objekt pulsaru, jeho přítomnost lze určit studiem načasování  pulsů , což je možné s vysokou přesností pomocí radioteleskopů .

Historie

První dvojitý pulsar, PSR B1913+16 , objevili v roce 1974 na observatoři v Arecibu Joseph Haughton Taylor a Russell Alan Hulse , kteří v roce 1993 obdrželi Nobelovu cenu za fyziku. Když Hulse pozoroval otevřený pulsar PSR B1913 + 16, všiml si, že frekvence pulsací se mění v souladu s určitým vzorem. Došlo se k závěru, že pulsar rotuje velmi blízko a vysokou rychlostí kolem jiné hvězdy, perioda pulsací se mění podle Dopplerova jevu : když se pulsar přiblíží k pozorovateli, pulsy jsou pozorovány častěji, když se pulsar vzdaluje, počet pulzů zaznamenaných za stejnou dobu bude méně. Impulsy lze považovat za tikání hodin; změna frekvence tikání ukazuje na změnu rychlosti pulsaru vzhledem k pozorovateli. Hulse a Taylor také zjistili, že hvězdy mají zhruba stejnou hmotnost pozorováním fluktuací hybnosti, což vedlo k domněnce, že druhá složka je také neutronová hvězda. Pulsy jsou pozorovány s přesností 15 μs . [jeden]

Studium binárního pulsaru PSR B1913+16 vedlo k prvnímu přesnému určení hmotnosti neutronových hvězd pomocí vlastností relativistické dilatace času. [2] Když jsou dvě tělesa blízko u sebe, gravitační pole se zvětšuje, čas plyne pomaleji a prodlužuje se časový interval mezi dvěma pulzy. Jak se pulsar pohybuje ve slabším poli, frekvence pulsu se zvyšuje.

Až do objevu gravitačních vln a studií LIGO [3] byly binární pulsary jedinými objekty, ze kterých mohli vědci detekovat existenci gravitačních vln ; obecná teorie relativity předpověděla, že dvě neutronové hvězdy budou emitovat gravitační vlny, když se budou pohybovat kolem společného středu hmoty, což bude mít za následek snížení orbitální energie, konvergenci hvězd a snížení oběžné doby. 10parametrový model obsahující informace o keplerovských drahách, korekcích keplerovských drah (např. rychlost periapsie, gravitační červený posuv , variace orbitální periody, relativistická dilatace času ) je dostatečný k reprezentaci vlastností pulsaru v průběhu času. [4] [5]

Měření poklesu orbitální energie systému PSR B1913+16 téměř dokonale odpovídalo předpovědím Einsteinovy ​​teorie. Teorie relativity předpovídá, že se postupně orbitální energie přeměňuje na energii gravitačního záření. Údaje o oběžné době PSR B1913+16 získané Taylorem, J. M. Weisbergem ( Eng.  Joel M. Weisberg ) a kolegy potvrzují závěry teorie; v roce 1982 [2] a později [1] [6] vědci potvrdili existenci rozdílu v pozorovaném časovém intervalu mezi dvěma minimy ve srovnání s očekávaným časem, kdy je vzdálenost mezi komponentami konstantní. Dekádu po objevu se oběžná doba systému zkracovala o 76 miliontin sekundy za rok. Následná pozorování tento závěr potvrdila.

Efekty

Někdy se druhá složka binárního pulsaru zvětší natolik, že část hmoty dopadne na pulsar. Padající plyn se zahřívá, což může produkovat rentgenové záření. Proudění hmoty často vede ke vzniku akrečního disku .

Pulsary také vytvářejí vítr částic pohybujících se relativistickými rychlostmi, které v případě binárního pulsaru mohou deformovat a ničit magnetosféru součástí systému.

Poznámky

  1. ↑ 1 2 Weisberg, JM; Pěkný, DJ; Taylor, JH Měření časování relativistického binárního pulsaru PSR B1913+16  //  The Astrophysical Journal  : časopis. - IOP Publishing , 2010. - Sv. 722 . - S. 1030-1034 . - doi : 10.1088/0004-637X/722/2/1030 . - . - arXiv : 1011.0718v1 .
  2. ↑ 12 Taylor , JH; Weisberg, JM Nový test obecné teorie relativity - Gravitační záření a binární pulsar PSR 1913+16  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 1982. - Sv. 253 . - S. 908-920 . - doi : 10.1086/159690 . - .
  3. ↑ Abbott, Benjamin P. Observation of Gravitational Waves from a Binary Black Hole Merger  // Physical Review Letters  : journal  . - 2016. - Sv. 116 , č. 6 . — S. 061102 . - doi : 10.1103/PhysRevLett.116.061102 . - . - arXiv : 1602.03837 . — PMID 26918975 .
  4. ↑ Weisberg, JM; Taylor, JH; Fowler, L.A. Gravitační vlny z obíhajícího pulsaru  // Scientific American  . - Springer Nature , 1981. - říjen ( sv. 245 ). - str. 74-82 . - doi : 10.1038/scientificamerican1081-74 . - .
  5. ↑ Prof. Webová stránka Martha Haynes Astro 201 Binary Pulsar PSR 1913+16 . Získáno 6. července 2020. Archivováno z originálu dne 8. července 2018.
  6. ↑ Taylor, JH; Weisberg, JM Další experimentální testy relativistické gravitace pomocí binárního pulsaru PSR 1913 + 16  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 1989. - Sv. 345 . - S. 434-450 . - doi : 10.1086/167917 . - .

Odkazy

  Přejděte na položku Wikidata  Slovníky a encyklopedie