Pulsar binario - Binary pulsar

Impresión artística de un púlsar binario

Un púlsar binario es un púlsar con un compañero binario , a menudo una enana blanca o una estrella de neutrones . (En al menos un caso, el púlsar doble PSR J0737-3039 , la estrella de neutrones compañera también es otro púlsar). Los púlsares binarios son uno de los pocos objetos que permiten a los físicos probar la relatividad general debido a los fuertes campos gravitacionales en sus alrededores. . Aunque el compañero binario del púlsar suele ser difícil o imposible de observar directamente, su presencia se puede deducir de la sincronización de los pulsos del púlsar mismo, que se puede medir con extraordinaria precisión mediante radiotelescopios .

Historia

El púlsar binario PSR B1913 + 16 (o el "púlsar binario de Hulse-Taylor") fue descubierto por primera vez en 1974 en Arecibo por Joseph Hooton Taylor, Jr. y Russell Hulse , por lo que ganaron el Premio Nobel de Física en 1993 . Mientras Hulse observaba el púlsar PSR B1913 + 16 recién descubierto, notó que la velocidad a la que pulsaba variaba regularmente. Se concluyó que el púlsar estaba orbitando a otra estrella muy de cerca a alta velocidad, y que el período del pulso variaba debido al efecto Doppler : a medida que el púlsar se movía hacia la Tierra, los pulsos serían más frecuentes; ya la inversa, a medida que se aleja de la Tierra, se detectarán menos en un período de tiempo determinado. Uno puede pensar en los pulsos como el tic-tac de un reloj; los cambios en el tic-tac son indicaciones de cambios en la velocidad de los púlsares hacia y desde la Tierra. Hulse y Taylor también determinaron que las estrellas eran aproximadamente igualmente masivas al observar estas fluctuaciones de pulso, lo que los llevó a creer que el otro objeto también era una estrella de neutrones. Los pulsos de este sistema ahora se rastrean dentro de los 15 μs . (Nota: Cen X-3 fue en realidad el primer "púlsar binario" descubierto en 1971, seguido de Her X-1 en 1972)

El estudio del púlsar binario PSR B1913 + 16 también condujo a la primera determinación precisa de las masas de estrellas de neutrones, utilizando efectos de temporización relativistas. Cuando los dos cuerpos están muy cerca, el campo gravitacional es más fuerte, el paso del tiempo se ralentiza y el tiempo entre pulsos (o garrapatas) se alarga. Luego, a medida que el reloj del púlsar viaja más lentamente a través de la parte más débil del campo, recupera el tiempo. Un efecto relativista especial, la dilatación del tiempo, actúa alrededor de la órbita de manera similar. Este retardo de tiempo relativista es la diferencia entre lo que uno esperaría ver si el púlsar se estuviera moviendo a una distancia y velocidad constantes alrededor de su compañero en una órbita circular, y lo que realmente se observa.

Antes de 2015 y del funcionamiento de Advanced LIGO , los púlsares binarios eran las únicas herramientas que tenían los científicos para detectar evidencia de ondas gravitacionales ; La teoría de la relatividad general de Einstein predice que dos estrellas de neutrones emitirían ondas gravitacionales cuando orbitan un centro de masa común, lo que llevaría la energía orbital y haría que las dos estrellas se acercaran y acortaran su período orbital. Un modelo de 10 parámetros que incorpora información sobre la sincronización del púlsar, las órbitas keplerianas y tres correcciones post-keplerianas (la tasa de avance del periastrón , un factor para el desplazamiento al rojo gravitacional y la dilatación del tiempo , y una tasa de cambio del período orbital de la emisión de radiación gravitacional ) es suficiente para modelar completamente la sincronización del púlsar binario.

Las mediciones hechas de la desintegración orbital del sistema PSR B1913 + 16 coincidían casi a la perfección con las ecuaciones de Einstein. La relatividad predice que con el tiempo la energía orbital de un sistema binario se convertirá en radiación gravitacional . Los datos recopilados por Taylor y Joel M. Weisberg y sus colegas del período orbital de PSR B1913 + 16 apoyaron esta predicción relativista; informaron en 1982 y posteriormente que había una diferencia en la separación mínima observada de los dos púlsares en comparación con la esperada si la separación orbital se había mantenido constante. En la década posterior a su descubrimiento, el período orbital del sistema había disminuido en aproximadamente 76 millonésimas de segundo por año; esto significa que el púlsar se acercaba a su separación máxima más de un segundo antes de lo que lo habría hecho si la órbita hubiera permanecido igual. Las observaciones posteriores continúan mostrando esta disminución.

Pulsar binario de masa intermedia

Un El púlsar binario de masa intermedia (IMBP) es un sistema binario púlsar-enano blanco con un período de giro relativamente largo de alrededor de 10 a 200 ms que consiste en una enana blanca con una masa relativamente alta de aproximadamente Los períodos de giro, las intensidades del campo magnético y Las excentricidades orbitales de los IMBP son significativamente mayores que las de los púlsares binarios de baja masa (LMBP). A partir de 2014, hay menos de 20 IMBP conocidos. Ejemplos de IMBP incluyen PSR J1802-2124 y PSR J2222−0137 .

El sistema binario PSR J2222−0137 tiene un período orbital de aproximadamente 2,45 días y se encuentra a una distancia de 267+1,2
-0,9 pc (aproximadamente 870 años luz), lo que lo convierte en el segundo sistema de púlsares binarios conocido más cercano (a partir de 2014) y uno de los púlsares y estrellas de neutrones más cercanos. El púlsar de baja masa (1,20 0,14 ) tiene una estrella compañera PSR J2222−0137 B con una masa mínima de aproximadamente 1 masa solar (1,05 0,06 ). Esto significa que la compañera podría ser una estrella de neutrones de baja masa, lo que convertiría a PSR J2222−0137 en un raro sistema estelar de doble neutrón (del cual solo se conocen alrededor de una docena), o bien la compañera es una enana blanca masiva. (solo alrededor del 8% de las enanas blancas tienen masa ), lo que convertiría al sistema en un IMBP. Observaciones posteriores mostraron que PSR J2222−0137 B es probablemente una enana blanca de gran masa y también una de las enanas blancas más frías conocidas, con una temperatura inferior a 3000 K. La enana se describe como una "estrella de diamante", similar a la compañera enana blanca de PSR J1719-1438 , que se encuentra a unos 4.000 años luz de distancia.

Efectos

A veces, la estrella compañera relativamente normal de un púlsar binario se hincha hasta el punto de que vierte sus capas externas sobre el púlsar. Esta interacción puede calentar el gas que se intercambia entre los cuerpos y producir luz de rayos X que puede parecer pulsante, en un proceso llamado etapa binaria de rayos X. El flujo de materia de un cuerpo estelar a otro a menudo conduce a la creación de un disco de acreción alrededor de la estrella receptora.

Los púlsares también crean un "viento" de partículas que fluyen relativistamente, que en el caso de los púlsares binarios pueden volar la magnetosfera de sus compañeros y tener un efecto dramático en la emisión del pulso.

Ver también

Referencias

enlaces externos