Binário Hulse-Taylor - Hulse–Taylor binary

Decaimento orbital de PSR B1913 + 16. Os pontos de dados indicam a mudança observada na época do periastro com a data, enquanto a parábola ilustra a mudança teoricamente esperada na época de acordo com a relatividade geral .

O binário Hulse-Taylor é um sistema estelar binário composto de uma estrela de nêutrons e um pulsar (conhecido como PSR B1913 + 16, PSR J1915 + 1606 ou PSR 1913 + 16 ) que orbita em torno de seu centro de massa comum . É o primeiro pulsar binário já descoberto.

O pulsar foi descoberto por Russell Alan Hulse e Joseph Hooton Taylor, Jr. , da Universidade de Massachusetts Amherst em 1974. A descoberta do sistema e sua análise valeram-lhes o Prêmio Nobel de Física de 1993 "pela descoberta de um novo tipo do pulsar, uma descoberta que abriu novas possibilidades para o estudo da gravitação. "

Descoberta

Usando a antena Arecibo 305m, Hulse e Taylor detectaram emissões de rádio pulsadas e, assim, identificaram a fonte como um pulsar, uma estrela de nêutrons altamente magnetizada em rotação rápida . A estrela de nêutrons gira em seu eixo 17 vezes por segundo; portanto, o período de pulso é de 59 milissegundos .

Depois de cronometrar os pulsos de rádio por algum tempo, Hulse e Taylor notaram que havia uma variação sistemática no tempo de chegada dos pulsos. Às vezes, os pulsos eram recebidos um pouco mais cedo do que o esperado; às vezes, mais tarde do que o esperado. Essas variações mudaram de forma suave e repetitiva, com um período de 7,75 horas. Eles perceberam que tal comportamento seria previsto se o pulsar estivesse em uma órbita binária com outra estrela, mais tarde confirmada como outra estrela de nêutrons.

Sistema estelar

O pulsar e sua companheira de nêutrons seguem órbitas elípticas em torno de seu centro de massa comum. O período do movimento orbital é de 7,75 horas, e as duas estrelas de nêutrons são consideradas quase iguais em massa, cerca de 1,4 massas solares . As emissões de rádio foram detectadas em apenas uma das duas estrelas de nêutrons.

A separação mínima no periastro é de cerca de 1,1 raios solares ; a separação máxima no apastrão é 4,8 raios solares. A órbita está inclinada cerca de 45 graus em relação ao plano do céu. A orientação do periastro muda em cerca de 4,2 graus por ano na direção do movimento orbital (precessão relativística do periastro). Em janeiro de 1975, ele foi orientado de forma que o periastro ocorresse perpendicularmente à linha de visão da Terra.

Use como um teste de relatividade geral

A órbita decaiu desde que o sistema binário foi descoberto inicialmente, de acordo precisa com a perda de energia devido a ondas gravitacionais descritas por Albert Einstein 's teoria geral da relatividade . A razão entre a taxa de decaimento orbital observada e a predita é calculada como 0,997 ± 0,002. A potência total das ondas gravitacionais emitidas por este sistema atualmente é calculada em 7,35 × 10 ²⁴ watts. Para efeito de comparação, isso é 1,9% da energia irradiada na luz pelo sol. O Sistema Solar irradia apenas cerca de 5000 watts em ondas gravitacionais, devido às distâncias e tempos de órbita muito maiores, particularmente entre o Sol e Júpiter e a massa relativamente pequena dos planetas.

Com essa perda de energia comparativamente grande devido à radiação gravitacional, a taxa de diminuição do período orbital é de 76,5 microssegundos por ano, a taxa de diminuição do semieixo maior é de 3,5 metros por ano e a vida útil calculada até a inspiração final é de 300 milhões de anos.

Em 2004, Taylor e Joel M. Weisberg publicaram uma nova análise dos dados experimentais até o momento, concluindo que a disparidade de 0,2% entre os dados e os resultados previstos se deve a constantes galácticas pouco conhecidas, incluindo a distância do Sol ao centro galáctico, o movimento próprio do pulsar e sua distância da Terra. Embora haja esforços em andamento para uma melhor medição das duas primeiras quantidades, eles viram "pouca perspectiva de uma melhoria significativa no conhecimento da distância do pulsar", portanto, limites mais estreitos serão difíceis de atingir. Taylor e Weisberg também mapearam a estrutura de feixe bidimensional do pulsar usando o fato de que a precessão do sistema leva a várias formas de pulso. Eles descobriram que a forma do feixe é alongada latitudinalmente e comprimida longitudinalmente perto do centro, levando a uma forma geral como um oito.

Em 2016, Weisberg e Huang publicaram novos resultados, ainda com uma disparidade de 0,16%, descobrindo que a razão do valor observado em relação ao valor previsto era de 0,9983 ± 0,0016. Eles nomearam o principal impulsionador desta melhoria, da discrepância de 1.8σ para 1σ, como sendo constantes galácticas melhoradas publicadas em 2014.

Características

• Missa de acompanhante: 1,387  M _☉
• Massa total do sistema: 2,828378 (7)  M _☉
• Período orbital: 7,751938773864 hr
• Excentricidade: 0,6171334
• Eixo semi-maior : 1.950.100 km
• Separação do periastro: 746.600 km
• Separação de Apastron: 3.153.600 km
• Velocidade orbital das estrelas no periastro (em relação ao centro de massa): 450 km / s
• Velocidade orbital das estrelas no apastrão (em relação ao centro de massa): 110 km / s

Veja também

• Pulsar binário
• PSR J0737-3039
• Matriz de Quilômetro Quadrado
• Testes de relatividade geral
• Fórmula quadrupolo

Referências