PSR J0737-3039 - PSR J0737−3039

„Podwójny pulsar” przekierowuje tutaj. Aby zapoznać się z ogólnym tematem pulsarów podwójnych, zobacz pulsar binarny . Aby zapoznać się z zestawem narzędzi do wykorzystywania backdoorów NSA, zobacz DoublePulsar .
PSR J0737-3039
J0737-3039 still1 large.jpg
Wrażenie artysty. Obiekty nie są pokazane w skali: gdyby były przedstawione jako rozmiar kulek , byłyby oddalone od siebie o 225 m (750 stóp ). Zobacz także animację MPEG (2,4 MB )
Dane obserwacyjne Epoka J2000       Równonoc J2000
Konstelacja szczenię
rektascensja 07 godz. 37 m 51,248 s
Deklinacja -30° 39′ 40,83″
Charakterystyka
Typ widmowy Pulsar
Typ zmiennej Nic
Astrometria
Dystans 3200–4500  l
(1150  szt. )
Orbita
Podstawowy PSR J0737-3039 A
Towarzysz PSR J0737-3039 B
Okres (P) 2.45 godz
Mimośród (e) 0,088
Detale
PSR J0737-3039A
Masa 1,338  M ☉
Obrót 22.699379552923 ms
PSR J0737-3039B
Masa 1,249  M ☉
Obrót 2.7734612532 s
Inne oznaczenia
2XMM J073751.4-303940
Odniesienia do baz danych
SIMBAD dane

PSR J0737-3039 to jedyny znany pulsar podwójny . Składa się z dwóch gwiazd neutronowych emitujących fale elektromagnetyczne o długości fali radiowej w relatywistycznym układzie podwójnym . Oba pulsary znane są jako PSR J0737-3039A i PSR J0737-3039B. Została odkryta w 2003 roku w Australii „s Parkes Observatory przez międzynarodowy zespół kierowany przez włoskiego astronoma radia Marta Burgay podczas badania wysokim szerokość pulsara.

Pulsary

Pulsar to gwiazda neutronowa, która w wyniku silnego pola magnetycznego wytwarza pulsującą emisję radiową . Gwiazda neutronowa to ultrakompaktowa pozostałość masywnej gwiazdy, która eksplodowała jako supernowa . Gwiazdy neutronowe mają masę większą niż nasze Słońce , ale mają zaledwie kilka kilometrów średnicy. Te niezwykle gęste obiekty obracają się wokół swoich osi , wytwarzając skupione fale elektromagnetyczne, które omiatają niebo w efekcie latarni morskiej z szybkością dochodzącą do kilkuset impulsów na sekundę.

PSR J0737−3039 jest jedynym znanym układem zawierającym dwa pulsary – a więc układ „podwójnych pulsarów”. Obiekt jest podobny do PSR B1913+16 , który został odkryty w 1974 roku przez Taylora i Hulse i za który otrzymali w 1993 roku Nagrodę Nobla w dziedzinie fizyki . Przedmioty tego typu umożliwiają precyzyjne testowanie Einstein „s teorii względności , ponieważ precyzyjne i spójne taktowanie impulsy pulsarów pozwala Efekty relatywistyczne mają być widoczne, gdy miałyby one być zbyt małe. Podczas gdy wiele znanych pulsarów ma towarzysza podwójnego, a wiele z nich uważa się za gwiazdy neutronowe, J0737-3039 jest pierwszym przypadkiem, w którym oba składniki są znane nie tylko jako gwiazdy neutronowe, ale i pulsary.

Charakterystyka fizyczna

Okres orbitalny J0737-3039 (2,4 godziny) jest najkrótszym znanym dotąd dla takiego obiektu (jedna trzecia okresu Taylora-Hulse'a ), co umożliwia jak dotąd najdokładniejsze testy. W 2005 roku ogłoszono, że pomiary wykazały doskonałą zgodność między ogólną teorią względności a obserwacją. W szczególności, przewidywania dotyczące utraty energii spowodowanej falami grawitacyjnymi wydają się być zgodne z teorią.

W wyniku utraty energii spowodowanej falami grawitacyjnymi, wspólna orbita (około 800 000 kilometrów średnicy) kurczy się o 7 mm dziennie. Te dwa składniki połączą się za około 85 milionów lat.

Nieruchomość Pulsar A Pulsar B
Okres wirowania 22.699 milisekund 2,773 sekundy
Masa 1.337 mas Słońca 1.250 mas słonecznych
Okres orbitalny 2,454 godziny (8834,53499 sekund)

Ze względu na relatywistyczną precesję spinu, impulsy Pulsar B nie są już wykrywalne od marca 2008 roku, ale oczekuje się, że pojawią się ponownie w 2035 roku z powodu precesji z powrotem do widoku.

Odkrycie

PSR J0737-3039A został odkryty w 2003 roku, wraz ze swoim partnerem, na australijskiej 64-metrowej antenie Obserwatorium Radiowego Parkes ; J0737-3039B nie został zidentyfikowany jako pulsar aż do drugiej obserwacji. System był pierwotnie obserwowany przez międzynarodowy zespół podczas wielowiązkowego przeglądu na dużych szerokościach geograficznych, zorganizowanego w celu odkrycia większej liczby pulsarów na nocnym niebie. Początkowo uważano, że ten system gwiezdny jest zwykłym wykrywaniem pulsarów. Pierwsza detekcja wykazała jeden pulsar o okresie 23 milisekund na orbicie wokół gwiazdy neutronowej. Dopiero po dalszych obserwacjach wykryto słabszy drugi pulsar z impulsem 2,8 sekundy od gwiazdy towarzyszącej.

Chociaż od czasu ich odkrycia w 1967 roku przez Antony'ego Hewisha i Jocelyn Bell z Uniwersytetu w Cambridge wykryto prawie 3000 pulsarów, ten konkretny system wywołał wiele emocji. Poprzednie obserwacje wykazały pulsar krążący wokół gwiazdy neutronowej, ale nigdy dwa pulsary krążące wokół siebie.

Implikacje

System podwójnego pulsara PSR J0737-3039 jest badany w celu przetestowania Einsteina ogólnej teorii względności przedstawiła w 1915 Dochodzenie podwójnych pulsarów jest to świetna okazja, jak środowisko stworzone przez przyholował czasoprzestrzeni spowodowane przesunięciem intensywnych mas jest niezwykle rzadki, a przez to idealny do testowania teorii Einsteina i obserwacji fal grawitacyjnych .

Unikalne pochodzenie

Oprócz znaczenia tego układu w testach ogólnej teorii względności, Piran i Shaviv wykazali, że młody pulsar w tym układzie musiał narodzić się bez wyrzutu masy, co oznacza nowy proces formowania się gwiazd neutronowych , który nie obejmuje supernowej. Podczas gdy standardowy model supernowej przewiduje, że układ będzie miał ruch własny o prędkości ponad stu km/s, naukowcy przewidzieli, że ten układ nie wykaże żadnego znaczącego ruchu własnego. Ich przewidywania zostały później potwierdzone przez czas pulsarów.

Zaćmienia

Kolejnym odkryciem pulsara podwójnego jest obserwacja zaćmienia z koniunkcji wyższego i słabszego pulsara. Dzieje się tak, gdy magnetosfera jednego pulsara w kształcie pączka , wypełniona absorbującą plazmą , blokuje światło pulsara towarzyszącego. Blokada trwająca ponad 30 s nie jest kompletna ze względu na orientację płaszczyzny obrotu układu podwójnego względem Ziemi oraz ograniczony rozmiar magnetosfery słabszego pulsara ; część światła silniejszego pulsara wciąż można wykryć podczas zaćmienia.

Inne systemy binarne

Tam , gdzie istnieje pulsar, może wystąpić cała gama różnych systemów dwuciałowych. Oprócz systemu podwójnych pulsarów występują również te systemy:

Pulsar – system białego karła ; Takich jak gwiazda podwójna PSR B1620−26 .
Układ gwiazda pulsar-neutron, taki jak PSR B1913+16 .
Pulsar i normalna gwiazda ; np. PSR J0045−7319, system składający się z pulsara i gwiazdy B ciągu głównego .

Niedawno wykryto pulsar bardzo blisko supermasywnej czarnej dziury w jądrze naszej galaktyki, ale jego ruch jako orbity Sgr A* nie został jeszcze oficjalnie potwierdzony. Układ pulsar-czarna dziura może być jeszcze silniejszym testem ogólnej teorii względności Einsteina ze względu na ogromne siły grawitacyjne wywierane przez oba obiekty niebieskie. The Square Kilometer Array , planowany radioteleskop, który ma zostać zbudowany na półkuli południowej w 2018 roku (pierwsze światło w 2020 roku), będzie obserwował układy podwójnych pulsarów. Będzie również poszukiwać układów pulsar-czarna dziura, aby przetestować ogólną teorię względności .

Zobacz też

Bibliografia

Linki zewnętrzne