Хaлс-Тејлоров Пулсар
Халс-Тејлоров Пулсар (познат како PSR B1913+16, PSR J1915+1606 или PSR 1913+16) ― двоен ѕвезден систем составен од неутронска ѕвезда и пулсар кои кружат околу нивниот заеднички центар на маса. Тоа е првиот двоен пулсар некогаш откриен.
| Податоци од набљудување Епоха B1950.0 Рамноденица B1950.0 | |
|---|---|
| Соѕвездие | Орел[1] |
| Ректасцензија | 19ч 13м 12,4655с |
| Деклинација | 16° 01′ 08,189″ |
| Астрометрија | |
| Оддалеченост | 21,000 сг (6,400 пс) |
| Податоци [2] | |
| Маса | 1.441 M☉ |
| Вртење | 59.02999792988 ms |
| Други ознаки | |
| Наводи во бази | |
| SIMBAD | — податоци |
Пулсарот бил откриен од Расел Алан Халс и Џозеф Хутон Тејлор од Универзитетот во Масачусетс Амхерст во 1974 година. Нивното откритие на системот и неговата анализа им ја донело Нобеловата награда за физика во 1993 година „за откривање на нов тип пулсар, откритие што отворило нови можности за проучување на гравитацијата“.[8]
Откритие
уредиКористејќи го 305 м сателитска чинија на Аресипската набљудувачница, Халс и Тејлор откриле импулсни радиоемисии и на тој начин го идентификувале изворот како пулсар, брзо вртежна, високо магнетизирана неутронска ѕвезда. Неутронската ѕвезда врти околу својата оска 17 пати во секунда; така што периодот на пулсот е 59 милисекунди.
По одредено време мерење на радиопулсирањата, Халс и Тејлор забележале дека постои систематска варијација во времето на пристигнување на импулсите. Понекогаш, пулсирањата биле примени малку порано од очекуваното; понекогаш, подоцна од очекуваното. Овие варијации се менувале на мазен и повторувачки начин, со период од 7,75 часа. Тие сфатиле дека ваквото однесување се предвидува доколку пулсарот е во двојна орбита со друга ѕвезда, за која подоцна било потврдено дека е друга неутронска ѕвезда.[9]
Ѕвезден систем
уредиПулсарот и неговиот придружник кој е неутронска ѕвезда следат елиптични орбити околу нивниот заеднички центар на маса. Периодот на орбиталното движење е 7,75 часа, а се верува дека двете неутронски ѕвезди се речиси еднакви по маса, околу 1,4 сончеви маси. Радиоемисиите биле откриени само од една од двете неутронски ѕвезди.
Минималното одвојување кај периастронот е околу 1,1 сончеви полупречници; максималната одвоеност кај апастрон е 4,8 сончеви полупречници. Орбитата е наклонета на околу 45 степени во однос на рамнината на небото. Ориентацијата на периастронот се менува за околу 4,2 степени годишно во насока на орбиталното движење (релативистичка прецесија на периастрон). Во јануари 1975 година, тој бил ориентиран така што периастронот се појавува нормално на линијата на видот од Земјата.[2][10]
Употреба како тест за општата релативност
уредиОрбитата се распаднала откако двојниот систем бил првично откриен, во прецизна согласност со загубата на енергија поради гравитациските бранови опишани од општата теорија за релативноста на Алберт Ајнштајн.[2][10][11][12] Односот на набљудуваната и предвидената стапка на орбитално распаѓање е пресметувана на 0,997 ± 0,002.[12] Вкупната моќност на гравитациските бранови емитирани од овој систем во моментов е пресметувана на 7,35 × 1024 вати. За споредба, ова е 1,9% од моќта зрачена во светлина од Сонцето. Сончевиот Систем зрачи само околу 5.000 вати во гравитациските бранови, поради многу поголемите растојанија и времиња на орбита, особено помеѓу Сонцето и Јупитер, и релативно малата маса на планетите.
Со оваа релативно голема загуба на енергија поради гравитациското зрачење, стапката на намалување на орбиталниот период е 76,5 микросекунди годишно, стапката на намалување на полуглавната оска е 3,5 метри годишно, а пресметаниот животен век до крајната внатрешно вртење е 300 милиони години.[2][12]
Во 2004 година, Тејлор и Џоел М. Вајсберг објавиле нова анализа на досегашните опитни податоци, заклучувајќи дека разликата од 0,2% помеѓу податоците и предвидените резултати се должи на слабо познатите галактички константи, вклучително и оддалеченоста на Сонцето од Галактичкото Средиште, правилното движење на пулсарот и неговото растојание од Земјата. Иако во тек се напори за подобро мерење на првите две количини, тие виделе „мали изгледи за значително подобрување во знаењето за растојанието на пулсарите“, така што ќе биде тешко да бидат постигнати построги граници. Тејлор и Вајсберг, исто така, ја картирале дводимензионалната структура на зракот на пулсарот користејќи го фактот дека прецесијата на системот води до различни облици на импулси. Тие откриле дека обликот на зракот е географски издолжен и е приклештен надолжно во близина на средината, што доведува до целокупе облик како бројот 8.[7]
Во 2016 година, Вајсберг и Хуанг објавиле дополнителни резултати, сè уште со 0,16% диспаритет, откривајќи дека односот на набљудуваната вредност во однос на предвидената вредност е 0,9983 ± 0,0016.[13] Тие го именуваат главниот двигател на ова подобрување, од 1,8σ до 1σ несовпаѓање, како подобрени галактички константи објавени во 2014 година.
Особини
уреди- Маса на придружникот: 1.387 M☉
- Вкупна маса на системот: 2.828378(7) M☉
- Орбитален период: 7,751938773864 ч
- Ексцентричност: 0,6171334
- Полуглавна оска: 1.950.100 км
- Периастронско одвојување: 746.600 км
- Раздвојување на апастрон: 3.153.600 км
- Орбитална брзина на ѕвездите кај периастронот (во однос на центарот на масата): 450 км/с
- Орбитална брзина на ѕвездите кај апастронот (во однос на центарот на масата): 110 км/с
Поврзано
уреди
Наводи
уреди- ↑ wikisky.org SKY-MAP for 19:15:28 / +16:06:27 (J2000 position)
- ↑ 2,0 2,1 2,2 2,3 Weisberg, J. M.; Taylor, J. H.; Fowler, L. A. (октомври 1981). „Gravitational waves from an orbiting pulsar“. Scientific American. 245 (4): 74–82. Bibcode:1981SciAm.245d..74W. doi:10.1038/scientificamerican1081-74.
- ↑ 3,0 3,1 3,2 „PSR J1915+1606“. SIMBAD. Центар за астрономски податоци во Стразбур. (англиски)
- ↑ Ramaswami, Ashwin. „Pulsars“. Encyclopedia of Science. Enscience. Архивирано од изворникот на 2016-03-08.
- ↑ Wanjek, Christopher (2005-05-30). „Orbiting Stars Flooding Space With Exotic Gravitational Waves“. НАСА. Архивирано од изворникот на 2022-01-25. Посетено на 11 септември 2024.
- ↑ „Hulse-Taylor Pulsar (PSR 1913+16)“. Encyclopedia of Science. The Worlds of David Darling.
- ↑ 7,0 7,1 Weisberg, J.M.; Taylor, J.H. (јули 2005). „The Relativistic Binary Pulsar B1913+16: Thirty Years of Observations and Analysis“. Напишано во Аспен, Колорадо, Соединети Држави. Во F.A. Rasio; I.H. Stairs (уред.). Binary Radio Pulsars. ASP Conference Series. 328. Сан Франциско: Астрономско друштво на Пацификот. стр. 25. arXiv:astro-ph/0407149. Bibcode:2005ASPC..328...25W.
- ↑ „The Nobel Prize in Physics 1993“. Нобелова фондација. Посетено на 11 септември 2024.
for the discovery of a new type of pulsar, a discovery that has opened up new possibilities for the study of gravitation
- ↑ Weisberg, J. M.; Nice, D. J.; Taylor, J. H. (20 октомври 2010). „Timing Measurements of the Relativistic Binary Pulsar PSR B1913+16“. The Astrophysical Journal. 722 (2): 1030–1034. arXiv:1011.0718. Bibcode:2010ApJ...722.1030W. doi:10.1088/0004-637X/722/2/1030.
- ↑ 10,0 10,1 Taylor, J. H.; Weisberg, J. M. (1982). „A new test of general relativity – Gravitational radiation and the binary pulsar PSR 1913+16“. Astrophysical Journal. 253: 908–920. Bibcode:1982ApJ...253..908T. doi:10.1086/159690.
- ↑ Taylor, J. H.; Weisberg, J. M. (1989). „Further experimental tests of relativistic gravity using the binary pulsar PSR 1913 + 16“. Astrophysical Journal. 345: 434–450. Bibcode:1989ApJ...345..434T. doi:10.1086/167917.
- ↑ 12,0 12,1 12,2 Weisberg, J. M.; Nice, D. J.; Taylor, J. H. (2010). „Timing Measurements of the Relativistic Binary Pulsar PSR B1913+16“. Astrophysical Journal. 722 (2): 1030–1034. arXiv:1011.0718. Bibcode:2010ApJ...722.1030W. doi:10.1088/0004-637X/722/2/1030.
- ↑ Weisberg, J. M.; Huang, Y. (21 September 2016). „Relativistic measurements from timing the binary pulsar PSR B1913+16“. The Astrophysical Journal. 829: 55. arXiv:1606.02744. Bibcode:2016ApJ...829...55W. doi:10.3847/0004-637X/829/1/55.