Binarny Hulse-Taylor - Hulse–Taylor binary

PSR B1913+16
Dane obserwacyjne Epoka B1950,0 Równonoc B1950,0
      
Konstelacja Akwiła
rektascensja 19 godz. 13 m 12.4655 s
Deklinacja 16° 01′ 08,189″
Astrometria
Dystans 21 000  ly
(6400  szt )
Detale
Masa 1,441  M
Obrót 59.02999792988 ms
Inne oznaczenia
PSR  B 1913 + 16 PSR  J 1915 + 1606 Hulse-Taylor binarny Pulsar , Hulse-Taylor systemu , Hulse-Taylor binarny , Hulse-Taylor Pulsar , Hulse - Taylor PSR
Odniesienia do baz danych
SIMBAD dane
Rozpad orbitalny PSR B1913+16. Punkty danych wskazują obserwowaną zmianę w epoce periastronu wraz z datą, podczas gdy parabola ilustruje teoretycznie oczekiwaną zmianę epoki zgodnie z ogólną teorią względności .

Układ podwójny Hulse-Taylor to podwójny układ gwiazd składający się z gwiazdy neutronowej i pulsara (znanego jako PSR B1913+16, PSR J1915+1606 lub PSR 1913+16 ), które krążą wokół wspólnego środka masy . Jest to pierwszy odkryty pulsar podwójny .

Pulsar został odkryty przez Russella Alana Hulse i Josepha Hootona Taylora Jr. z University of Massachusetts Amherst w 1974 roku. Ich odkrycie systemu i jego analiza przyniosły im w 1993 roku Nagrodę Nobla w dziedzinie fizyki „za odkrycie nowego typu pulsara, odkrycia, które otworzyło nowe możliwości badania grawitacji”.

Odkrycie

Używając anteny Arecibo 305m, Hulse i Taylor wykryli pulsacyjne emisje radiowe, a tym samym zidentyfikowali źródło jako pulsar, szybko obracającą się, silnie namagnesowaną gwiazdę neutronową . Gwiazda neutronowa obraca się wokół własnej osi 17 razy na sekundę; zatem okres impulsu wynosi 59 milisekund .

Po pewnym czasie odmierzania impulsów radiowych Hulse i Taylor zauważyli, że istnieje systematyczna zmiana czasu przybycia impulsów. Czasami impulsy były odbierane nieco wcześniej niż oczekiwano; czasami później niż oczekiwano. Zmiany te zmieniały się płynnie i powtarzalnie w okresie 7,75 godziny. Zdali sobie sprawę, że takie zachowanie jest przewidywane, gdyby pulsar znajdował się na orbicie podwójnej z inną gwiazdą, co później potwierdzono, że jest inną gwiazdą neutronową.

System gwiezdny

Pulsar i towarzysząca mu gwiazda neutronowa poruszają się po eliptycznych orbitach wokół wspólnego środka masy. Okres ruchu orbitalnego wynosi 7,75 godziny i uważa się, że dwie gwiazdy neutronowe mają prawie taką samą masę, około 1,4 masy Słońca . Emisje radiowe wykryto tylko z jednej z dwóch gwiazd neutronowych.

Minimalna separacja na periastronie wynosi około 1,1 promienia słonecznego ; maksymalna separacja w apastron wynosi 4,8 promienia słonecznego. Orbita jest nachylona pod kątem około 45 stopni w stosunku do płaszczyzny nieba. Orientacja periastronu zmienia się o około 4,2 stopnia rocznie w kierunku ruchu orbitalnego (relatywistyczna precesja periastronu). W styczniu 1975 r. został zorientowany tak, aby periastron znajdował się prostopadle do linii widzenia z Ziemi.

Użyj jako testu ogólnej teorii względności

Orbita ma zepsute ponieważ system binarny początkowo odkryli, w porozumieniu z precyzyjnym straty energii spowodowane falami grawitacyjnymi opisanych przez Albert Einstein „s ogólnej teorii względności . Obliczony stosunek obserwowanego do przewidywanego tempa zaniku orbity wynosi 0,997±0,002. Całkowita moc fal grawitacyjnych emitowanych przez ten system jest obecnie obliczona na 7,35 × 10 24 watów. Dla porównania jest to 1,9% mocy wypromieniowanej w świetle przez Słońce. Solar System promieniuje tylko około 5000 watów na falach grawitacyjnych, ze względu na znacznie większe odległości i czasów orbicie, szczególnie między Słońcem a Jowiszem i stosunkowo małej masy planet.

Przy tej stosunkowo dużej utracie energii spowodowanej promieniowaniem grawitacyjnym, tempo zmniejszania się okresu orbitalnego wynosi 76,5 mikrosekund na rok, tempo zmniejszania się półosi wielkiej to 3,5 metra na rok, a obliczona żywotność do końcowego wdechu wynosi 300 milionów lat.

W 2004 roku Taylor i Joel M. Weisberg opublikowali nową analizę dotychczasowych danych eksperymentalnych, stwierdzając, że różnica 0,2% między danymi a przewidywanymi wynikami jest spowodowana słabo znanymi stałymi galaktycznymi, w tym odległością Słońca od centrum galaktyki, ruch własny pulsara i jego odległość od Ziemi. Chociaż trwają prace nad lepszymi pomiarami pierwszych dwóch wielkości, dostrzegli oni „małą perspektywę znacznej poprawy wiedzy o odległości pulsarów”, więc zawężenie granic będzie trudne do osiągnięcia. Taylor i Weisberg zmapowali również dwuwymiarową strukturę wiązki pulsara, wykorzystując fakt, że precesja systemu prowadzi do różnych kształtów impulsów. Odkryli, że kształt belki jest podłużnie wydłużony i ściśnięty wzdłużnie w pobliżu środka, co prowadzi do ogólnego kształtu ósemki.

W 2016 roku Weisberg i Huang opublikowali kolejne wyniki, wciąż z rozbieżnością 0,16%, stwierdzając, że stosunek wartości obserwowanej do wartości przewidywanej wynosił 0,9983 ± 0,0016. Jako główny czynnik napędzający tę poprawę, od rozbieżności 1.8σ do 1σ, wymieniają ulepszone stałe galaktyczne opublikowane w 2014 roku.

Charakterystyka

  • Masa towarzysza: 1,387  M
  • Całkowita masa układu: 2.828378(7)  M
  • Okres orbitalny: 7.751938773864 godz.
  • Mimośród: 0,6171334
  • Półoś : 1.950.100 km
  • Separacja Periastron: 746 600 km
  • Separacja Apastron: 3153600 km
  • Prędkość orbitalna gwiazd w periastronie (w stosunku do środka masy): 450 km/s
  • Prędkość orbitalna gwiazd w apastronie (w stosunku do środka masy): 110 km/s

Zobacz też

Bibliografia