| PSRJ1906+0746 | |
|---|---|
| Estrella | |
| Clúster Terzán 5 | |
| Historia de la investigación | |
| abrelatas | DRLorimer y otros (36 coautores) [1] |
| fecha de apertura | 2004 |
| Datos observacionales ( época J2000.0 ) |
|
| Tipo de | estrella doble |
| ascensión recta | 19h06m 48.67s _ _ _ _ |
| declinación | 07° 46′ 28.60″ |
| Distancia |
5.40+0.56 -0.60 PDA (DM) 7.4+2,5 −1,4kpc (HI) |
| Constelación | Águila |
| Características espectrales | |
| clase espectral | púlsar de radio |
| características físicas | |
| Peso | 1.291(11) + 1.322(11) METRO ⊙ |
| Años | 110 mil años |
| Información en bases de datos | |
| SIMBAD | datos |
| ¿ Información en Wikidata ? | |
PSR J1906+0746 es un púlsar binario descubierto en 2004 en la constelación de Aquila . En este sistema , un púlsar de radio ( estrella de neutrones ) gira alrededor de un centro de masa común con una estrella compañera algo más pesada, que también es una estrella compacta: una enana blanca u otra estrella de neutrones. La distancia entre estas estrellas es pequeña: el período orbital de revolución es de 3,98 horas (0,166 días). Este es el segundo más pequeño entre los indicadores conocidos a principios de 2015 [2] . Los efectos relativistas juegan un papel importante en tales sistemas binarios . En particular, la precesión geodésica desplaza el eje de rotación del radio púlsar, como resultado de lo cual el haz de emisión de radio, que viajó a lo largo de su eje magnético y llegó al Sistema Solar en el momento del descubrimiento , se desplazó en 2010 de tal manera que los radiotelescopios terrestres ya no lo arreglaron.
El púlsar fue descubierto en 2004 durante el análisis de las observaciones de radio que se realizaron en el Observatorio de Arecibo en Puerto Rico usando el sistema Arecibo L-band Feed Array (ALFA) en frecuencias de 1.2-1.7 GHz [1] . Los datos, cuyo análisis condujo al descubrimiento del púlsar, se recopilaron el 27 de septiembre de 2004. La evidencia de la existencia de un púlsar se descubrió luego durante un análisis retrospectivo de las observaciones de esta parte del cielo, obtenida el 3 de agosto de 1998 bajo el programa Parkes Millibeam Pulsar Survey . El anuncio del descubrimiento se hizo en 2005 y se publicó en 2006 [1] .
Como resultado de comparar los datos obtenidos durante cinco años de observaciones del púlsar (desde 2005 hasta finales de 2009, es decir, durante un período de tiempo que abarcó más de mil millones de revoluciones de PSR J1906 + 0746 alrededor de su eje) en la mayor observatorios - Nancy( Francia ), Lavelle ( Reino Unido ), Green Bank ( Estados Unidos ), Westerbrook( Países Bajos ) se registraron varias decenas de miles de ciclos con la medición del tiempo de llegada del pulso púlsar [3] . Se demostró que este sistema, formado después de una explosión de supernova , consta de dos estrellas de neutrones , o el segundo componente es una enana blanca . El período de revolución de los componentes alrededor del centro de masa común es de 0.16599304686(11) días (o 3.9838331246 horas), se mueven en órbita con una excentricidad igual a 0.0852996(6) - el más pequeño entre todos los pares que incluyen estrellas de neutrones [ 4 ] . La tasa de rotación relativista de la línea absidal es de 7,5841(5) grados por año, ocupando el segundo lugar entre todos los pares relativistas jamás observados [1] .
Un púlsar que gira alrededor de su eje con un período de 144,1 milisegundos emite ondas de radio a lo largo de su eje magnético, que está inclinado con respecto a su eje de rotación; como resultado, el observador terrestre ve ráfagas periódicas de emisión de radio. La edad característica del púlsar es de unos 112 mil años, la más pequeña entre todos los púlsares dobles conocidos en el momento de su descubrimiento. Sin embargo, este valor es formal, es una extrapolación de la tasa de desaceleración del púlsar medida actualmente [1] . En realidad, la edad del sistema aparentemente difiere de la indicada.
Se espera que debido a la pérdida de energía del sistema por la emisión de ondas gravitacionales, ambas estrellas del sistema se fusionen en unos 300 millones de años [1] [5] [6] [7] .
Los cálculos muestran que tales sistemas aparecen en la Galaxia en promedio unas 60 veces cada 1 millón de años [1] , como resultado, el púlsar puede ser el más joven de los encontrados [5] [8] . El sistema está ubicado aproximadamente a 25.000 años luz de la Tierra [9] en el cúmulo estelar globular Terzan 5 , en la constelación de Aquila [10] . Entre los púlsares binarios, PSR J1906+0746 tiene el segundo período orbital más corto conocido después de PSR J0737−3039 . La masa del pulsar es 1.291(11) M ⊙ , y la de la estrella compañera es 1.322(11) M ⊙ . El sistema es similar a otros sistemas binarios relativistas observados, siendo similar tanto a los sistemas de dos estrellas de neutrones como a los sistemas de una estrella de neutrones y una enana blanca (por ejemplo, un par que consiste en un púlsar joven J1906+0746 y una enana blanca es similares) [11] . El período de rotación del púlsar aumenta a un ritmo de aproximadamente 2 × 10 −14 segundos por segundo [12] . El período orbital del sistema disminuye a razón de 0,56(3)×10 −12 segundos por segundo, lo que es causado por la emisión de ondas gravitacionales y es totalmente consistente con las predicciones de la teoría general de la relatividad (0,56498(15) ×10 −12 segundos por segundo) [12 ] .
La distancia al púlsar, determinada usando la medida de dispersión , es 5.40+0.56
-0.60 kpc [12] . La distancia medida por el método de absorción en líneas de hidrógeno neutro es de 7,4+2,5
−1,4kpc [12] .
El campo magnético superficial del púlsar es de 1,73 × 10 12 G [12] .
Las observaciones de rayos X en el telescopio en órbita "Chandra" no registraron radiación del púlsar en el rango de 0,5-8 keV . De esto se deduce que la luminosidad bolométrica térmica del púlsar no supera los 10 32 erg/s. Esta es la luminosidad más pequeña entre todos los púlsares de radio con una tasa similar de disminución del par [13] . Además, se ha encontrado una estructura que se asemeja a un anillo inclinado centrado en un púlsar, con un radio angular de 1,6 minutos de arco; su luminosidad en el rango de 0,5 a 8 keV es de 1,2 × 10 32 erg/s, aproximadamente el 0,045 % de la tasa total de pérdida de energía del púlsar [13] .
De acuerdo con la relatividad general, las estrellas de neutrones (como cualquier objeto giratorio en general) deben experimentar precesión (una rotación gradual del eje de rotación, como un trompo girando), pasando a través de un pozo de potencial gravitatorio profundo formado por una estrella compañera. Este efecto relativista, que ocurre en el espacio-tiempo curvo, se denomina precesión geodésica; se observó tanto en otros púlsares binarios (J0737−3039B; J1141−6545 ; B1534+12 ; B1913+16 ) [12] y, en una escala mucho menor, en el movimiento de giroscopios en la misión del satélite Gravity Probe B en la Tierra orbita. Debido a la precesión geodésica, el eje de rotación del púlsar se desplaza 2,2 grados por año [3] [10] . De 2005 a 2009, los rayos del púlsar de ambos polos golpearon la Tierra . En 1998 y después de 2009, solo golpeó un rayo. A partir de 2010 también se fue, por lo que el púlsar dejó de ser observado por los radiotelescopios terrestres. El flujo de radio total del púlsar de 2006 a 2009 disminuyó de 0,8 a 0,2 mJy [12] . La posibilidad de que el haz deje la dirección a la Tierra debido a la precesión geodésica se apuntó ya en 2006, en el primer trabajo dedicado al descubrimiento de este púlsar [1] .
Sin embargo, la precesión geodésica continúa y el púlsar puede volver a ser visible para la Tierra alrededor de 2170 [14] . Joery van Leuwen señaló que como resultado de “la enorme atracción gravitatoria mutua, el eje de rotación del púlsar gira tan rápido que los haces de radiación dejan de caer sobre la Tierra. El púlsar se ha vuelto invisible incluso para los telescopios más grandes. Esta es la primera vez que un púlsar tan joven "desaparece" como resultado de la precesión. Afortunadamente, se espera que la precesión vuelva a hacer visible el púlsar, pero esto podría llevar al menos 160 años” [3] .
el 6 de noviembre de 2014 en el archivo de preprints de la Universidad de Cornell , y el 8 de enero de 2015 en The Astrophysical Journal se publicó un nuevo artículo con los resultados de la investigación sobre el púlsar [4] [12] . El mismo día (8 de enero de 2015), se presentó el resultado en la reunión 225 de la Sociedad Astronómica Estadounidense en Seattle [15] . El documento informa que la precesión geodésica gravitacional condujo a la salida del haz de radio pulsar más allá del alcance de los telescopios terrestres [16] .
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