PSR J0737−3039
De Wikipedia, la enciclopedia libre
  (Redirigido desde PSR J0737-3039 )
Saltar a navegación Saltar a búsqueda
"Doble pulsar" vuelve a dirigir aquí. Para el tema general sobre púlsares dobles, consulte púlsar binario . Para el kit de herramientas de explotación de puerta trasera de la NSA, consulte DoublePulsar .
PSR J0737−3039
J0737-3039 still1 large.jpg
Impresión de artista. Los objetos no se muestran a escala: si se representaran con el tamaño de canicas , estarían a 225 m (750 pies ) de distancia. Ver también animación MPEG (2,4 MB )
Datos de observación Epoch J2000       Equinox J2000
ConstelaciónPuppis
Ascensión recta07 h 37 m 51.248 s
Declinación−30 ° 39 ′ 40,83 ″
Caracteristicas
Tipo espectralPulsar
Tipo variableNinguno
Astrometria
Distancia3200–4500  ly
(1150  pc )
Órbita [1]
PrimarioPSR J0737−3039 A
CompañeroPSR J0737−3039 B
Periodo (P)2,45 horas
Excentricidad (e)0,088
Detalles
PSR J0737−3039A
Masa1.338  M ☉
Rotación22,699379552737 ms [2] [3]
PSR J0737−3039B
Masa1,249  M ☉
Rotación2,7734612531 s [2] [3]
Otras designaciones
2XMM J073751.4−303940
Referencias de la base de datos
SIMBADdatos

PSR J0737−3039 es el único púlsar doble conocido . Consiste en dos estrellas de neutrones que emiten ondas electromagnéticas en la longitud de onda de radio en un sistema binario relativista . Los dos púlsares se conocen como PSR J0737−3039A y PSR J0737−3039B. Fue descubierto en 2003 en el Observatorio Parkes de Australia por un equipo internacional dirigido por la radioastrónoma italiana Marta Burgay durante un estudio de púlsares de alta latitud. [4]

Púlsares

Un púlsar es una estrella de neutrones que produce una emisión de radio pulsante debido a un fuerte campo magnético . Una estrella de neutrones es el remanente ultracompacto de una estrella masiva que explotó como una supernova . Las estrellas de neutrones tienen una masa mayor que nuestro sol , pero solo tienen unos pocos kilómetros de diámetro. Estos objetos extremadamente densos giran sobre sus ejes , produciendo ondas electromagnéticas enfocadas que barren el cielo en un efecto de faro a velocidades que pueden alcanzar unos pocos cientos de pulsos por segundo.

PSR J0737−3039 es el único sistema conocido que contiene dos púlsares, por lo tanto, un sistema de 'doble púlsar'. El objeto es similar al PSR B1913 + 16 , que fue descubierto en 1974 por Taylor y Hulse , y por el que los dos ganaron el Premio Nobel de Física en 1993 . Los objetos de este tipo permiten la prueba exacta de Einstein teoría de la 's relatividad general , debido a que el tiempo preciso y consistente de los pulsos de púlsares permite que los efectos relativistas a verse cuando de otro modo serían demasiado pequeños. Si bien muchos púlsares conocidos tienen un compañero binario, y se cree que muchos de ellos son estrellas de neutrones, J0737−3039 es el primer caso en el que se sabe que ambos componentes no son solo estrellas de neutrones, sino púlsares.

Características físicas

El período orbital de J0737-3039 (2,4 horas) es el más corto conocido hasta ahora para un objeto de este tipo (un tercio del del objeto Taylor-Hulse ), lo que permite las pruebas más precisas hasta el momento. En 2005, se anunció que las mediciones habían mostrado un excelente acuerdo entre la teoría de la relatividad general y la observación. En particular, las predicciones de la pérdida de energía debida a las ondas gravitacionales parecen coincidir con la teoría.

Como resultado de la pérdida de energía debida a las ondas gravitacionales, la órbita común (aproximadamente 800.000 kilómetros de diámetro) se contrae 7 mm por día. Los dos componentes se fusionarán en unos 85 millones de años.

PropiedadPulsar APulsar B
Periodo de centrifugado22.699 milisegundos2,773 segundos
Masa1.337 masas solares1.250 masas solares
Periodo orbital2.454 horas (8834.53499 segundos)

Debido a la precesión de espín relativista, los pulsos de Pulsar B ya no son detectables a partir de marzo de 2008, pero se espera que reaparezcan en 2035 debido a que la precesión vuelve a estar a la vista. [5]

Descubrimiento

El PSR J0737−3039A fue descubierto en 2003, junto con su socio, en la antena australiana de 64 m del Radio Observatorio Parkes ; J0737−3039B no se identificó como un púlsar hasta una segunda observación. El sistema fue observado originalmente por un equipo internacional durante un estudio multihaz de alta latitud organizado para descubrir más púlsares en el cielo nocturno. [2] Inicialmente , se pensó que este sistema estelar era una detección de púlsar ordinaria. La primera detección mostró un púlsar con un período de 23 milisegundos en órbita alrededor de una estrella de neutrones. Solo después de las observaciones de seguimiento se detectó un segundo púlsar más débil con un pulso de 2,8 segundos de la estrella compañera.

Aunque se han detectado casi 3000 púlsares desde su descubrimiento en 1967 por Antony Hewish y Jocelyn Bell en la Universidad de Cambridge, este sistema en particular ha causado mucha emoción. Observaciones anteriores han registrado un púlsar orbitando una estrella de neutrones, pero nunca dos púlsares orbitando entre sí. [6]

Trascendencia

El sistema de púlsares dobles PSR J0737-3039 se está estudiando para probar la teoría general de la relatividad de Einstein presentada en 1915. La investigación de los púlsares dobles es una gran oportunidad ya que el entorno creado por el espacio-tiempo deformado debido al desplazamiento de masas intensas es extremadamente raro y, por lo tanto, perfecto para probar la teoría de Einstein y la observación de ondas gravitacionales . [7]

Origen único

Además de la importancia de este sistema para las pruebas de relatividad general, Piran y Shaviv han demostrado que el púlsar joven de este sistema debe haber nacido sin eyección de masa, lo que implica un nuevo proceso de formación de estrellas de neutrones que no implica una supernova. [8] Mientras que el modelo estándar de supernova predice que el sistema tendrá un movimiento propio de más de cien km / s, predijeron que este sistema no mostraría ningún movimiento propio significativo. Su predicción fue confirmada posteriormente por la sincronización de púlsar. [9]

Eclipses

Otro descubrimiento del púlsar doble es la observación de un eclipse de una conjunción del púlsar superior y más débil. Esto sucede cuando la magnetosfera en forma de rosquilla de un púlsar, que está llena de plasma absorbente , bloquea la luz del púlsar acompañante. El bloqueo, que duró más de 30 s, no es completo, debido a la orientación del plano de rotación del sistema binario en relación con la Tierra y al tamaño limitado de la magnetosfera del púlsar más débil ; algo de la luz del púlsar más fuerte todavía se puede detectar durante el eclipse.

Otros sistemas binarios

Puede ocurrir toda una gama de sistemas de dos cuerpos diferentes , donde existe un púlsar. Además de un sistema de doble púlsar, estos sistemas también ocurren:

Un púlsar: sistema de enanas blancas ; Como la estrella binaria PSR B1620−26 .
Un sistema de estrella de púlsar-neutrones, como PSR B1913 + 16 .
Un púlsar y una estrella normal ; por ejemplo, PSR J0045-7319, un sistema que está compuesto por un púlsar y una estrella B de secuencia principal .

Recientemente se ha detectado un púlsar [10] muy cerca del agujero negro supermasivo en el núcleo de nuestra galaxia, pero su movimiento aún no ha sido confirmado oficialmente como una órbita de captura de Sgr A *. Un sistema de púlsar-agujero negro podría ser una prueba aún más fuerte de la teoría de la relatividad general de Einstein, debido a las inmensas fuerzas gravitacionales ejercidas por ambos objetos celestes. El Square Kilometer Array , un radiotelescopio planificado que se construirá en el hemisferio sur en 2018 (primera luz en 2020), observará sistemas de púlsares binarios. También buscará sistemas de púlsar-agujero negro para probar la relatividad general . [11]

Ver también

  • Astronomía radial

Referencias

  1. ^ Noutsos, A .; Desvignes, G .; Kramer, M .; Wex, N .; Freire, PCC; Escaleras, IH; McLaughlin, MA; Manchester, RN; Possenti, A .; Burgay, M .; Lyne, AG; Breton, RP; Perera, BBP; Ferdman, RD (2020), "Comprensión y mejora de la sincronización de PSR J0737−3039B", Astronomy & Astrophysics , 643 : A143, arXiv : 2011.02357 , Bibcode : 2020A & A ... 643A.143N , doi : 10.1051 / 0004-6361 / 202038566 , S2CID  224991311
  2. ^ a b c [ http://www.atnf.csiro.au/research/highlights/2003/manchester/manchester.html atnf El primer púlsar doble - Lista del equipo. Consultado el 7 de julio de 2010.
  3. ^ a b Base de datos ATNF Pulsar Catalog [1] .
  4. ^ Burgay, M .; d'Amico, N .; Possenti, A .; Manchester, RN; Lyne, AG; Joshi, BC; McLaughlin, MA; Kramer, M .; Sarkissian, JM; Camilo, F .; Kalogera, V .; Kim, C .; Lorimer, DR (2003). "Una estimación aumentada de la tasa de fusión de estrellas de neutrones dobles a partir de observaciones de un sistema altamente relativista". Naturaleza . 426 (6966): 531–533. arXiv : astro-ph / 0312071 . Código Bibliográfico : 2003Natur.426..531B . doi : 10.1038 / nature02124 . PMID 14654834 . S2CID 4336133 .  
  5. ^ Perera, BBP; McLaughlin, MA; Kramer, M .; Escaleras, IH; Ferdman, RD; Freire, PCC; Possenti, A .; Breton, RP; Manchester, RN; Burgay, M .; Lyne, AG; Camilo, F. (2010). "La evolución de Psr J0737-3039B y un modelo de precesión de giro relativista". El diario astrofísico . 721 (2): 1193–1205. arXiv : 1008.1097 . Código Bibliográfico : 2010ApJ ... 721.1193P . doi : 10.1088 / 0004-637X / 721/2/1193 . S2CID 118854647 . 
  6. ↑ Argo, Megan (3 de marzo de 2009). "El Doble Pulsar" . Centro de Astrofísica Jodrell Bank . Consultado el 7 de julio de 2010 .
  7. ^ Taylor, JH (1992). "Pulsar sincronización y gravedad relativista". Transacciones filosóficas de la Royal Society de Londres. Serie A: Ciencias Físicas y de la Ingeniería . 341 (1660): 117-134. Código Bibliográfico : 1992RSPTA.341..117T . doi : 10.1098 / rsta.1992.0088 . S2CID 121884205 . 
  8. ↑ Piran, T .; Shaviv, N. (2005). "Origen del binario Pulsar J0737-3039B". Cartas de revisión física . 95 (5): 051102. arXiv : astro-ph / 0409651 . Código Bibliográfico : 2005PhRvL..94e1102P . doi : 10.1103 / PhysRevLett.94.051102 . PMID 15783626 . S2CID 42212345 .  
  9. ↑ Kramer, M .; et al. (2006). "Pruebas de campo fuerte de gravedad con el púlsar doble". Annalen der Physik . 15 (1–2): 34–42. Código Bibliográfico : 2006AnP ... 518 ... 34K . doi : 10.1002 / yp.200510165 .
  10. ^ Un magnetar / SGR / radio pulsar a solo 3 ”de Sgr A *" [2] ".
  11. ^ " " Fuertes pruebas de campo de la gravedad utilizando púlsares y agujeros negros " Archivado 2010-12-06 en Wayback Machine. Consultado 2010-07-06.

enlaces externos

  • "Primer doble Pulsar conocido abre nueva astrofísica" . Universidad de Manchester. 8 de enero de 2004.
  • "El primer púlsar doble" . Instalación Nacional del Telescopio de Australia.
  • "PSR J0737-3039" . SIMBAD . Centre de données astronomiques de Strasbourg .
  • "Pulsares trazem boas notícias aos caçadores de ondas gravitacionais" [Los púlsares traen buenas noticias a los cazadores de ondas gravitacionales]. Portal do Astrónomo (en portugués). 26 de diciembre de 2003.
  • "Un púlsar en un par cercano" . Física-Uspekhi . 1 de enero de 2004.
  • "Página Doble Pulsar de Rene" . Página de inicio de Rene . Archivado desde el original el 12 de agosto de 2014.
  • Naeye, Robert (12 de diciembre de 2003). "Nueva estrella de neutrones binarios pondrá a prueba a Einstein" . Cielo y telescopio .
  • Naeye, Robert (3 de marzo de 2005). "Einstein pasa nuevas pruebas" . Cielo y telescopio .
Obtenido de " https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=PSR_J0737−3039&oldid=1035377102 "
Contribute a better translation