Pulsar binarny - Binary pulsar

Wizja artysty binarnego pulsara

Binarny pulsar jest pulsar z binarnym towarzysz , często białego karła lub gwiazdy neutronowej . (W przynajmniej jednym przypadku, podwójny pulsar PSR J0737-3039 , towarzysząca mu gwiazda neutronowa jest również kolejnym pulsarem.) Pulsary binarne są jednym z nielicznych obiektów, które pozwalają fizykom na testowanie ogólnej teorii względności ze względu na silne pola grawitacyjne w ich sąsiedztwie. . Chociaż podwójna towarzyszka pulsara jest zwykle trudna lub niemożliwa do zaobserwowania bezpośrednio, jej obecność można wywnioskować na podstawie czasu impulsów z samego pulsara, który można zmierzyć z niezwykłą dokładnością za pomocą radioteleskopów .

Historia

Podwójny pulsar PSR B1913 + 16 (lub „podwójny pulsar Hulse-Taylora”) został po raz pierwszy odkryty w 1974 roku w Arecibo przez Josepha Hootona Taylora Jr. i Russella Hulse'a , za który w 1993 roku zdobył Nagrodę Nobla w dziedzinie fizyki . Podczas obserwacji nowo odkrytego pulsara PSR B1913+16 Hulse zauważył, że tempo jego pulsowania zmieniało się regularnie. Wywnioskowano, że pulsar krąży bardzo blisko innej gwiazdy z dużą prędkością, a okres pulsu zmienia się z powodu efektu Dopplera : gdy pulsar porusza się w kierunku Ziemi, pulsy będą częstsze; i odwrotnie, ponieważ oddalał się od Ziemi, mniej byłoby wykrywanych w danym okresie czasu. Można myśleć o pulsach jak o tykaniu zegara; zmiany w tykaniu wskazują na zmiany prędkości pulsarów w kierunku i od Ziemi. Hulse i Taylor ustalili również, że gwiazdy były w przybliżeniu równie masywne, obserwując te fluktuacje impulsów, co doprowadziło ich do przekonania, że ​​drugi obiekt również jest gwiazdą neutronową. Impulsy z tego systemu są teraz śledzone z dokładnością do 15 μs . (Uwaga: Cen X-3 był właściwie pierwszym "pulsarem binarnym" odkrytym w 1971, a następnie Her X-1 w 1972)

Badanie podwójnego pulsara PSR B1913+16 doprowadziło również do pierwszego dokładnego określenia mas gwiazd neutronowych przy użyciu relatywistycznych efektów czasowych. Gdy oba ciała znajdują się blisko siebie, pole grawitacyjne jest silniejsze, upływ czasu jest spowolniony – a czas między impulsami (lub kleszczami) wydłuża się. Następnie, gdy zegar pulsarowy porusza się wolniej przez najsłabszą część pola, odzyskuje czas. W podobny sposób wokół orbity działa specjalny efekt relatywistyczny, dylatacja czasu. To relatywistyczne opóźnienie czasowe jest różnicą między tym, czego można by się spodziewać, gdyby pulsar poruszał się ze stałą odległością i prędkością wokół swojego towarzysza na orbicie kołowej, a tym, co jest faktycznie obserwowane.

Przed 2015 rokiem i działaniem Advanced LIGO pulsary podwójne były jedynymi narzędziami, jakie naukowcy mieli do wykrywania fal grawitacyjnych ; Einsteina teorii względności przewiduje, że dwie gwiazdy neutronowe będzie emitować fale grawitacyjne, ponieważ okrążają wspólny środek masy, co wiązałoby się z dala energię orbitalną i spowodować dwie gwiazdki, aby zbliżyć się razem i skraca ich okres orbitalny. 10-parametrowy model zawierający informacje o taktowaniu pulsara, orbitach keplerowskich i trzech poprawkach post-keplerowskich (tempo postępu periastronu , czynnik grawitacyjnego przesunięcia ku czerwieni i dylatacji czasu oraz szybkość zmian okresu orbitalnego od emisji promieniowania grawitacyjnego ) wystarczy do pełnego modelowania binarnego czasu pulsara.

Pomiary rozpadu orbitalnego układu PSR B1913+16 prawie idealnie pasowały do ​​równań Einsteina. Teoria względności przewiduje, że z czasem energia orbitalna układu podwójnego zostanie przekształcona w promieniowanie grawitacyjne . Dane zebrane przez Taylora i Joela M. Weisberga oraz ich kolegów z okresu orbitalnego PSR B1913+16 potwierdziły tę relatywistyczną prognozę; poinformowali w 1982 roku, a następnie, że istnieje różnica w obserwowanej minimalnej separacji dwóch pulsarów w porównaniu z oczekiwaną, gdyby separacja orbitalna pozostawała stała. W ciągu dekady następującej po jego odkryciu okres orbitalny układu skrócił się o około 76 milionowych części sekundy rocznie – oznacza to, że pulsar zbliżał się do swojej maksymalnej separacji o ponad sekundę wcześniej niż miałby, gdyby orbita pozostała taka sama. Kolejne obserwacje nadal pokazują ten spadek.

Pulsar binarny o średniej masie

Na pulsar o średniej masie (IMBP) to układ podwójny pulsar-biały karzeł o stosunkowo długim okresie wirowania wynoszącym około 10–200 ms, składający się z białego karła o stosunkowo dużej masie około okresów wirowania, natężenia pola magnetycznego i Mimośrody orbitalne IMBP są znacznie większe niż te w przypadku pulsarów binarnych o małej masie (LMBP). Od 2014 r. istnieje mniej niż 20 znanych IMBP. Przykłady IMBP obejmują PSR J1802-2124 i PSR J2222-0137 .

Układ podwójny PSR J2222-0137 ma okres orbitalny około 2,45 dnia i znajduje się w odległości 267+1,2
-0,9 pc (około 870 lat świetlnych), co czyni go drugim najbliższym znanym układem podwójnych pulsarów (od 2014 r.) oraz jednym z najbliższych pulsarów i gwiazd neutronowych. Pulsar o małej masie (1,20 0,14 ) ma towarzyszącą gwiazdę PSR J2222-0137 B o minimalnej masie około 1 masy Słońca (1,05 0,06 ). Oznacza to, że towarzyszem może być małomasywna gwiazda neutronowa, co uczyniłoby PSR J2222-0137 rzadkim układem gwiazd podwójnych neutronów (których jest tylko kilkanaście znanych), albo też towarzyszem jest masywny biały karzeł (tylko około 8% białych karłów ma masę ), co uczyniłoby system IMBP. Późniejsze obserwacje wykazały, że PSR J2222-0137 B jest prawdopodobnie białym karłem o dużej masie, a także jednym z najchłodniejszych znanych białych karłów, o temperaturze poniżej 3000 K. PSR J2222-0137 B jest prawdopodobnie skrystalizowany, co prowadzi do tego białego karła wielkości Ziemi. karzeł opisywany jako "gwiazda diamentowa", podobny do towarzysza białego karła z PSR J1719-1438 , który znajduje się około 4000 lat świetlnych od nas.

Efekty

Czasami stosunkowo normalna gwiazda towarzysząca podwójnemu pulsarowi puchnie do punktu, w którym zrzuca swoje zewnętrzne warstwy na pulsar. Ta interakcja może ogrzewać gaz wymieniany między ciałami i wytwarzać światło rentgenowskie, które może wydawać się pulsować, w procesie zwanym binarnym etapem rentgenowskim . Przepływ materii z jednego ciała gwiazdowego do drugiego często prowadzi do powstania dysku akrecyjnego wokół gwiazdy przyjmującej.

Pulsary wytwarzają również „wiatru” relatywistycznie wypływających cząstek, które w przypadku pulsarów podwójnych mogą zdmuchnąć magnetosferę swoich towarzyszy i mieć dramatyczny wpływ na emisję impulsów.

Zobacz też

Bibliografia

Linki zewnętrzne