La binaria Hulse-Taylor es un sistema estelar binario compuesto por una estrella de neutrones y un púlsar (conocido como PSR B1913 + 16, PSR J1915 + 1606 o PSR 1913 + 16 ) que orbitan alrededor de su centro de masa común . Es el primer púlsar binario jamás descubierto.
Datos de observación Epoch B1950.0 Equinox B1950.0 | |
---|---|
Constelación | Aquila [1] |
Ascensión recta | 19 h 13 m 12.4655 s |
Declinación | 16 ° 01 ′ 08.189 ″ |
Astrometria | |
Distancia | 21.000 ly (6400 pc ) |
Detalles [2] | |
Masa | 1,441 M ☉ |
Rotación | 59.02999792988 ms |
Otras designaciones | |
Referencias de la base de datos | |
SIMBAD | datos |
El púlsar fue descubierto por Russell Alan Hulse y Joseph Hooton Taylor, Jr. , de la Universidad de Massachusetts Amherst en 1974. Su descubrimiento del sistema y su análisis les valió el Premio Nobel de Física de 1993 "por el descubrimiento de un nuevo tipo". de pulsar, un descubrimiento que ha abierto nuevas posibilidades para el estudio de la gravitación ". [8]
Descubrimiento
Usando el plato de Arecibo 305m, Hulse y Taylor detectaron emisiones de radio pulsadas y, por lo tanto, identificaron la fuente como un púlsar, una estrella de neutrones altamente magnetizada que gira rápidamente . La estrella de neutrones gira sobre su eje 17 veces por segundo; por tanto, el período de pulso es de 59 milisegundos .
Después de cronometrar los pulsos de radio durante algún tiempo, Hulse y Taylor notaron que había una variación sistemática en el tiempo de llegada de los pulsos. A veces, los pulsos se recibieron un poco antes de lo esperado; a veces, más tarde de lo esperado. Estas variaciones cambiaron de forma suave y repetitiva, con un período de 7,75 horas. Se dieron cuenta de que tal comportamiento se predice si el púlsar estuviera en una órbita binaria con otra estrella, que luego se confirmó que era otra estrella de neutrones. [9]
Sistema estrella
El púlsar y su compañera estrella de neutrones siguen órbitas elípticas alrededor de su centro de masa común. El período del movimiento orbital es de 7,75 horas, y se cree que las dos estrellas de neutrones son casi iguales en masa, alrededor de 1,4 masas solares . Se han detectado emisiones de radio de solo una de las dos estrellas de neutrones.
La separación mínima en el periastrón es de aproximadamente 1,1 radios solares ; la separación máxima en apastron es 4.8 radios solares. La órbita está inclinada unos 45 grados con respecto al plano del cielo. La orientación del periastrón cambia aproximadamente 4,2 grados por año en la dirección del movimiento orbital (precesión relativista del periastrón). En enero de 1975, se orientó de manera que el periastrón ocurriera perpendicular a la línea de visión desde la Tierra. [2] [10]
Usar como prueba de relatividad general
La órbita ha decaído desde el sistema binario fue descubierto inicialmente, de acuerdo preciso con la pérdida de energía debido a las ondas gravitacionales descritos por Albert Einstein 's teoría general de la relatividad . [2] [10] [11] [12] La relación entre la tasa de desintegración orbital observada y la predicha se calcula en 0,997 ± 0,002. [12] La potencia total de las ondas gravitacionales emitidas por este sistema actualmente se calcula en 7,35 × 10 24 vatios. A modo de comparación, esto es el 1,9% de la energía irradiada en luz por el sol. El Sistema Solar irradia solo unos 5000 vatios en ondas gravitacionales, debido a las distancias y tiempos de órbita mucho más grandes, particularmente entre el Sol y Júpiter y la masa relativamente pequeña de los planetas.
Con esta pérdida de energía comparativamente grande debido a la radiación gravitacional, la tasa de disminución del período orbital es de 76,5 microsegundos por año, la tasa de disminución del semieje mayor es de 3,5 metros por año y la vida útil calculada hasta la inspiración final es de 300 millones de años. [2] [12]
En 2004, Taylor y Joel M. Weisberg publicaron un nuevo análisis de los datos experimentales hasta la fecha, concluyendo que la disparidad del 0,2% entre los datos y los resultados predichos se debe a constantes galácticas poco conocidas, incluida la distancia del Sol al centro galáctico, el movimiento apropiado del púlsar y su distancia de la Tierra. Si bien se están realizando esfuerzos para una mejor medición de las dos primeras cantidades, vieron "pocas perspectivas de una mejora significativa en el conocimiento de la distancia del púlsar", por lo que será difícil alcanzar límites más estrictos. Taylor y Weisberg también mapearon la estructura del haz bidimensional del púlsar utilizando el hecho de que la precesión del sistema conduce a diferentes formas de pulso. Descubrieron que la forma de la viga se alarga latitudinalmente y se pellizca longitudinalmente cerca del centro, lo que lleva a una forma general como la de un ocho. [7]
En 2016, Weisberg y Huang publicaron más resultados, aún con una disparidad del 0,16%, y encontraron que la proporción del valor observado en comparación con el valor predicho era 0,9983 ± 0,0016. [13] Nombran el principal impulsor de esta mejora, de 1.8σ a 1σ discrepancia, como constantes galácticas mejoradas publicadas en 2014.
Caracteristicas
- Masa del acompañante: 1.387 M ☉
- Masa total del sistema: 2.828378 (7) M ☉
- Período orbital: 7.751938773864 hr
- Excentricidad: 0.6171334
- Semieje mayor : 1.950.100 km
- Separación del periastrón: 746.600 km
- Separación Apastron: 3,153,600 km
- Velocidad orbital de las estrellas en el periastrón (relativa al centro de masa): 450 km / s
- Velocidad orbital de las estrellas en apastron (relativa al centro de masa): 110 km / s
Ver también
- Pulsar binario
- PSR J0737-3039
- Matriz de kilómetros cuadrados
- Pruebas de relatividad general
Referencias
- ^ wikisky.org SKY-MAP para 19:15:28 / +16: 06: 27 (posición J2000)
- ^ a b c d Weisberg, JM; Taylor, JH; Fowler, LA (octubre de 1981). "Ondas gravitacionales de un púlsar en órbita". Scientific American . 245 (4): 74–82. Código Bibliográfico : 1981SciAm.245d..74W . doi : 10.1038 / scientificamerican1081-74 .
- ^ a b c "PSR J1915 + 1606" . SIMBAD . Centre de données astronomiques de Strasbourg .
- ^ Ashwin Ramaswami. "Púlsares" . Enciclopedia de la ciencia . Enscience. Archivado desde el original el 8 de marzo de 2016.
- ^ Christopher Wanjek (30 de mayo de 2005). "Estrellas en órbita que inundan el espacio con ondas gravitacionales exóticas" . NASA .
- ^ "Hulse-Taylor Pulsar (PSR 1913 + 16)" . Enciclopedia de la ciencia . Los mundos de David Darling.
- ^ a b Weisberg, JM; Taylor, JH (julio de 2005). "El pulsar binario relativista B1913 + 16: treinta años de observaciones y análisis" . Escrito en Aspen, Colorado , Estados Unidos. En FA Rasio; Escaleras IH (eds.). Púlsares de radio binarios . Serie de conferencias ASP. 328 . San Francisco : Sociedad Astronómica del Pacífico . pag. 25. arXiv : astro-ph / 0407149 . Código Bibliográfico : 2005ASPC..328 ... 25W .
- ^ "El Premio Nobel de Física 1993" . Fundación Nobel . Consultado el 27 de octubre de 2018 .
para el descubrimiento de un nuevo tipo de púlsar, un descubrimiento que ha abierto nuevas posibilidades para el estudio de la gravitación
- ^ Weisberg, JM; Bien, DJ; Taylor, JH (20 de octubre de 2010). "Medidas de sincronización del Pulsar binario relativista PSR B1913 + 16". El diario astrofísico . 722 (2): 1030–1034. arXiv : 1011.0718 . Código bibliográfico : 2010ApJ ... 722.1030W . doi : 10.1088 / 0004-637X / 722/2/1030 . S2CID 118573183 .
- ^ a b Taylor, JH; Weisberg, JM (1982). "Una nueva prueba de la relatividad general - la radiación gravitacional y el púlsar binario PSR 1913 + 16". Revista astrofísica . 253 : 908–920. Código bibliográfico : 1982ApJ ... 253..908T . doi : 10.1086 / 159690 .
- ^ Taylor, JH; Weisberg, JM (1989). "Más pruebas experimentales de gravedad relativista utilizando el púlsar binario PSR 1913 + 16". Revista astrofísica . 345 : 434–450. Código Bibliográfico : 1989ApJ ... 345..434T . doi : 10.1086 / 167917 .
- ^ a b c Weisberg, JM; Bien, DJ; Taylor, JH (2010). "Medidas de sincronización del Pulsar binario relativista PSR B1913 + 16". Revista astrofísica . 722 (2): 1030–1034. arXiv : 1011.0718 . Código Bibliográfico : 2010ApJ ... 722.1030W . doi : 10.1088 / 0004-637X / 722/2/1030 . S2CID 118573183 .
- ^ Weisberg, JM; Huang, Y. (21 de septiembre de 2016). "Medidas relativistas de sincronizar el púlsar binario PSR B1913 + 16". El diario astrofísico . 829 (1): 55. arXiv : 1606.02744 . Código Bibliográfico : 2016ApJ ... 829 ... 55W . doi : 10.3847 / 0004-637X / 829/1/55 . S2CID 119283147 .