Púlsar doble

Un púlsar binario  es un púlsar que tiene un segundo componente , a menudo una estrella de neutrones o una enana blanca . En al menos un caso ( PSR J0737-3039 ), el segundo componente también es un púlsar. Los púlsares binarios son uno de varios objetos que permiten a los físicos probar las conclusiones de la relatividad general debido a los fuertes campos gravitatorios en la vecindad de tales objetos. Aunque un objeto compañero de púlsar suele ser difícil o imposible de observar directamente, su presencia se puede determinar estudiando la sincronización de  los pulsos , lo que es posible con gran precisión utilizando radiotelescopios .

Historia

El primer púlsar doble, PSR B1913+16 , fue descubierto en 1974 en el Observatorio de Arecibo por Joseph Haughton Taylor y Russell Alan Hulse , quienes recibieron el Premio Nobel de Física en 1993. Cuando Hulse observó el púlsar abierto PSR B1913 + 16, notó que la frecuencia de pulsación cambia de acuerdo con un patrón determinado. Se concluyó que el púlsar gira muy cerca y a gran velocidad alrededor de otra estrella, el período de pulsaciones cambia según el efecto Doppler : cuando el púlsar se acerca al observador, los pulsos se observan con más frecuencia, cuando el púlsar se aleja, el número de los pulsos registrados durante el mismo período de tiempo serán menores. Los impulsos pueden considerarse como el tictac de un reloj; un cambio en la frecuencia del pulso indica un cambio en la velocidad del púlsar en relación con el observador. Hulse y Taylor también determinaron que las estrellas tienen masas aproximadamente iguales al observar las fluctuaciones en el momento, lo que sugiere que el segundo componente también es una estrella de neutrones. Los pulsos se observan con una precisión de 15 μs . [una]

El estudio del púlsar binario PSR B1913+16 ha llevado a la primera determinación precisa de la masa de las estrellas de neutrones utilizando las propiedades de la dilatación del tiempo relativista. [2] Cuando dos cuerpos están muy juntos, el campo gravitatorio aumenta, el tiempo pasa más lentamente y el intervalo de tiempo entre dos pulsos aumenta. A medida que el púlsar se mueve en un campo más débil, la frecuencia del pulso aumenta.

Hasta el descubrimiento de las ondas gravitacionales y los estudios LIGO [3] , los púlsares binarios eran los únicos objetos a partir de los cuales los científicos podían detectar la existencia de ondas gravitacionales ; La relatividad general predijo que dos estrellas de neutrones emitirían ondas gravitacionales a medida que se movían alrededor de un centro de masa común, lo que resultaría en una disminución de la energía orbital, una convergencia de estrellas y una disminución del período orbital. Un modelo de 10 parámetros que incluya información sobre las órbitas keplerianas, correcciones a las órbitas keplerianas (p. ej., velocidad del periapsis, corrimiento al rojo gravitacional , variación del período orbital, dilatación del tiempo relativista ) es suficiente para representar las propiedades de un púlsar a lo largo del tiempo. [4] [5]

Las mediciones de la disminución de la energía orbital del sistema PSR B1913+16 correspondieron casi perfectamente a las predicciones de la teoría de Einstein. La teoría de la relatividad predice que gradualmente la energía orbital se convierte en energía de radiación gravitatoria. Los datos sobre el período orbital de PSR B1913+16 obtenidos por Taylor, J. M. Weisberg ( Ing.  Joel M. Weisberg ) y colegas confirman las conclusiones de la teoría; en 1982 [2] y posteriormente [1] [6] , los científicos confirmaron la existencia de una diferencia en el intervalo de tiempo observado entre los dos mínimos en comparación con el tiempo esperado cuando la distancia entre los componentes es constante. Durante una década después del descubrimiento, el período orbital del sistema disminuyó en 76 millonésimas de segundo por año. Observaciones posteriores confirmaron esta conclusión.

Efectos

A veces, el segundo componente de un púlsar binario aumenta tanto de tamaño que parte de la materia cae sobre el púlsar. El gas que cae se calienta, lo que puede producir rayos X. El flujo de materia conduce a menudo a la formación de un disco de acreción .

Los púlsares también crean un viento de partículas que se mueven a velocidades relativistas que, en el caso de un púlsar binario, pueden deformar y destruir la magnetosfera de los componentes del sistema.

Notas

  1. ↑ 1 2 Weisberg, JM; Bien, DJ; Taylor, JH Mediciones de tiempo del pulsar binario relativista PSR B1913+16  //  The Astrophysical Journal  : journal. - Ediciones IOP , 2010. - Vol. 722 . - P. 1030-1034 . -doi : 10.1088 / 0004-637X/722/2/1030 . - . -arXiv : 1011.0718v1 . _
  2. ↑ 12 Taylor , JH; Weisberg, JM Una nueva prueba de la relatividad general: la radiación gravitacional y el púlsar binario PSR 1913+16  //  The Astrophysical Journal  : journal. - Ediciones IOP , 1982. - Vol. 253 . - Pág. 908-920 . -doi : 10.1086/ 159690 . - .
  3. ↑ Abbott, Benjamin P. Observación de ondas gravitacionales de una fusión de agujeros negros binarios  // Cartas de revisión física  : revista  . - 2016. - Vol. 116 , núm. 6 _ — Pág. 061102 . -doi : 10.1103 / PhysRevLett.116.061102 . - . -arXiv : 1602.03837 . _ —PMID 26918975 .
  4. ↑ Weisberg, JM; Taylor, JH; Fowler, L.A. Ondas gravitacionales de un púlsar en órbita  // Scientific American  . - Springer Nature , 1981. - Octubre ( vol. 245 ). - Pág. 74-82 . -doi : 10.1038 / cientificamerican1081-74 . - .
  5. ↑ prof . Martha Haynes Astro 201 Binary Pulsar PSR 1913+16 Sitio web . Consultado el 6 de julio de 2020. Archivado desde el original el 8 de julio de 2018.
  6. ↑ Taylor, JH; Weisberg, JM Más pruebas experimentales de gravedad relativista utilizando el púlsar binario PSR 1913 + 16  //  The Astrophysical Journal  : journal. - Ediciones IOP , 1989. - Vol. 345 . - P. 434-450 . -doi : 10.1086/ 167917 . - .

Enlaces

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