Sistemul binar Hulse-Taylor

De la Wikipedia, enciclopedia liberă.
Salt la navigare Salt la căutare
Dezintegrarea orbitală a PSR B1913 + 16. [1] Punctele indică schimbarea observată în epoca periastro cu data, în timp ce parabola ilustrează schimbarea teoretică prevăzută în epocă conform relativității generale .

Sistemul Hulse-Taylor este un sistem de stele binare compus dintr-o stea de neutroni și un pulsar (cunoscut sub numele de PSR B1913 + 16, PSR J1915 + 1606 sau PSR 1913 + 16 ) care orbitează centrul comun de masă al acestora. Este primul pulsar binar descoperit vreodată și se află la 21.000 de ani lumină distanță .

Pulsarul a fost descoperit de Russell Alan Hulse și Joseph Hooton Taylor , de la Universitatea din Massachusetts Amherst, în 1974. Descoperirea sistemului și analiza acestuia le-au adus Premiul Nobel pentru fizică în 1993 „pentru descoperirea unui nou tip. De pulsari , o descoperire care a deschis noi posibilități pentru studiul gravitației ”. [2]

Descoperire

Folosind parabola radiotelescopului Arecibo de 305 metri, Hulse și Taylor au detectat emisiile radio pulsate și apoi au identificat sursa ca un pulsar, o stea de neutroni cu o magnetizare rapidă care se rotește rapid. Steaua neutronică se rotește pe axa sa de 17 ori pe secundă; prin urmare, perioada de impuls este de 59 de milisecunde .

După cronometrarea impulsurilor radio de ceva timp, Hulse și Taylor au observat că a existat o variație sistematică a timpului de sosire a impulsurilor. Uneori, impulsurile au fost primite puțin mai devreme decât se aștepta; uneori, mai târziu decât era de așteptat. Aceste variații s-au schimbat în mod regulat și repetitiv, cu o perioadă de revoluție de 7,75 ore. Cei doi cercetători și-au dat seama că un astfel de comportament este de așteptat dacă pulsarul ar fi pe o orbită binară cu o altă stea, confirmată ulterior a fi o altă stea de neutroni. [3]

Sistem stelar

Pulsarul și steaua sa neutronă însoțitoare urmează ambele orbite eliptice în jurul centrului lor comun de masă. Perioada mișcării orbitale este de 7,75 ore și se crede că cele două stele neutronice au o masă aproape egală, aproximativ 1,4 mase solare . Emisiile radio au fost detectate doar de una dintre cele două stele de neutroni.

Separarea minimă la periastro este de aproximativ 1,1 raze solare ; separarea maximă la apastro este de 4,8 raze solare. Orbita este înclinată cu aproximativ 45 de grade față de planul cerului. Orientarea periastro se modifică cu aproximativ 4,2 grade pe an în direcția mișcării orbitale (precesie relativistă a periastro). În ianuarie 1975, a fost orientat astfel încât periastro să fie perpendicular pe linia de vedere de pe Pământ. [4]

Test pentru relativitatea generală

Orbita a decăzut de când a fost descoperit pentru prima dată sistemul binar, în acord precis cu pierderea de energie datorată undelor gravitaționale descrisă de teoria relativității generale a lui Albert Einstein . [4] [5] Se calculează că raportul dintre rata de decădere orbitală observată și cea prevăzută este de 0,997 ± 0,002. Puterea totală a undelor gravitaționale emise de acest sistem este în prezent calculată la 7,35 × 10 24 wați. Pentru comparație, aceasta este 1,9% din puterea radiată de la soare la lumină. Sistemul solar radiază doar aproximativ 5000 de wați în unde gravitaționale, datorită distanțelor și timpilor de orbită mult mai mari, în special între Soare și Jupiter și masa relativ mică a planetelor.

Cu această pierdere relativ mare de energie datorată radiațiilor gravitaționale, rata de scădere a perioadei orbitale este de 76,5 microsecunde pe an, rata de scădere a axei semi-majore este de 3,5 metri pe an, iar durata calculată pentru inspirația finală este de 300 de milioane de ani. [5]

În 2004, Taylor și Joel M. Weisberg au publicat o nouă analiză a datelor experimentale până în prezent, concluzionând că diferența de 0,2% dintre date și rezultatele prezise se datorează constantelor galactice puțin cunoscute, inclusiv distanței Soarelui de la centrul galactic, mișcarea corectă a pulsarului și distanța sa de Pământ. Deși sunt în curs eforturi pentru a măsura mai bine primele două cantități, a existat „puțină perspectivă a unei îmbunătățiri semnificative a cunoștințelor privind distanța pulsară”, astfel încât va fi dificil să se obțină limite mai stricte. Taylor și Weisberg au cartografiat, de asemenea, structura bidimensională a fasciculului pulsarului folosind faptul că precesiunea sistemului duce la forme variabile ale impulsurilor. Ei au descoperit că forma fasciculului este latitudinal alungită și ciupită longitudinal în apropierea centrului, ducând la o formă generală ca figura opt. [1]

În 2016, Weisberg și Huang au publicat rezultate suplimentare, din nou cu o disparitate de 0,16%, constatând că relația dintre valoarea observată și valoarea prezisă a fost de 0,9983 ± 0,0016. [6] Aceștia definesc principalul motor al acestei îmbunătățiri, de la o discrepanță de 1,8σ la 1σ, ca constante galactice îmbunătățite publicate în 2014.

Caracteristici

  • Masa partenerului: 1,387 M ☉
  • Masa totală a sistemului: 2,828378 (7) M ☉
  • Perioada orbitală: 7.751938773864 h
  • Excentricitate: 0,6171334
  • Arborele semi-major: 1.950.100 km
  • Separare periastro: 746.600 km
  • Separare Apastro: 3.153.600 km
  • Viteza orbitală a stelelor la periastro (în raport cu centrul de masă): 450 km / s
  • Viteza orbitală a stelelor la apaster (în raport cu centrul de masă): 110 km / s

Notă

  1. ^ a b vol. 328, http://aspbooks.org/custom/publications/paper/328-0025.html .
  2. ^ nobelprize.org , https://www.nobelprize.org/prizes/physics/1993/press-release/ . Adus pe 27 octombrie 2018 .
    „Pentru descoperirea unui nou tip de pulsar, o descoperire care a deschis noi posibilități pentru studiul gravitației” .
  3. ^ JM Weisberg, DJ Nice și JH Taylor, Timing Measurements of Relativistic Binary Pulsar PSR B1913 + 16 , în The Astrophysical Journal , vol. 722, nr. 2, 20 octombrie 2010, pp. 1030-1034, Bibcode : 2010ApJ ... 722.1030W , DOI : 10.1088 / 0004-637X / 722/2/1030 , arXiv : 1011.0718 .
  4. ^ a b JH Taylor și JM Weisberg, Un nou test al relativității generale - Radiația gravitațională și pulsarul binar PSR 1913 + 16 , în Astrophysical Journal , vol. 253, 1982, pp. 908–920, Bibcode : 1982ApJ ... 253..908T , DOI : 10.1086 / 159690 .
  5. ^ a b JM Weisberg, DJ Nice și JH Taylor, Timing Measurements of the Relativistic Binary Pulsar PSR B1913 + 16 , în Astrophysical Journal , vol. 722, nr. 2, 2010, pp. 1030-1034, Bibcode : 2010ApJ ... 722.1030W , DOI : 10.1088 / 0004-637X / 722/2/1030 , arXiv : 1011.0718 .
  6. ^ JM Weisberg și Y. Huang, Măsurători relativiste din temporizarea pulsarului binar PSR B1913 + 16 , în The Astrophysical Journal , vol. 829, nr. 1, 21 septembrie 2016, p. 55, Bibcode : 2016ApJ ... 829 ... 55W , DOI : 10.3847 / 0004-637X / 829/1/55 , arXiv : 1606.02744 .

Elemente conexe

Adus din „ https://it.wikipedia.org/w/index.php?title=Sistema_binario_di_Hulse-Taylor&oldid=121118094 ”