Pulsar binar

Două obiecte care orbitează nu o fac pe traiectorii absolut circulare, ci aproape întotdeauna eliptice. Astfel, de două ori pe circuit sunt cele mai apropiate, iar de două ori pe circuit sunt cele mai îndepărtate. Acest lucru este evident în cazul Pământului și al Soarelui, dar ideea se aplică mult mai larg.

Atunci când cele două corpuri sunt apropiate, câmpul gravitațional este mai puternic, iar trecerea timpului este încetinită. În cazul pulsarilor, timpul dintre impulsuri (sau ticuri) este prelungit. Pe măsură ce ceasul pulsarului călătorește mai încet prin partea cea mai slabă a câmpului, acesta recuperează timpul. Aceasta este o întârziere relativistă a timpului. Este diferența dintre ceea ce ne-am aștepta să vedem dacă pulsarul s-ar deplasa la o distanță și viteză constante în jurul companionului său și ceea ce se observă în realitate.

Pulsarii binari sunt unul dintre puținele instrumente de care dispun oamenii de știință pentru a detecta dovezi ale undelor gravitaționale. Teoria relativității generale a lui Einstein prezice că două stele neutronice ar emite unde gravitaționale în timp ce orbitează în jurul unui centru de masă comun, care ar transporta energie orbitală și ar face ca cele două stele să se apropie una de cealaltă. Pe măsură ce cele două corpuri stelare se apropie unul de celălalt, deseori un pulsar va absorbi materie de la celălalt, provocând un proces violent de acreție. Această interacțiune poate încălzi gazul care este schimbat între corpuri și poate produce lumină cu raze X care poate părea că pulsează, ceea ce face ca pulsarii binari să fie numiți ocazional binari cu raze X. Acest flux de materie de la un corp stelar la altul este cunoscut sub numele de disc de acreție. Pulsarii de milisecunde (sau MSP) creează un fel de "vânt", care, în cazul pulsarilor binari, poate spulbera magnetosfera stelelor neutronice și poate avea un efect dramatic asupra emisiei de pulsuri.

Primul pulsar binar, PSR B1913+16 sau "pulsarul binar Hulse-Taylor", a fost descoperit în 1974 la Arecibo de Joseph Taylor și Russell Hulse, pentru care au primit Premiul Nobel pentru Fizică în 1993. Pulsurile din acest sistem au fost urmărite, fără erori, cu o precizie de 15 μs de la descoperirea sa.

Premiul Nobel din 1993 a fost acordat lui Joseph Taylor și Russell Hulse după ce au descoperit două astfel de stele. În timp ce Hulse observa un nou pulsar, numit PSR B1913+16, a observat că frecvența cu care acesta pulsa fluctua. S-a ajuns la concluzia că cea mai simplă explicație era că pulsarul orbita o altă stea foarte aproape, cu o viteză mare. Hulse și Taylor au determinat că stelele erau la fel de grele prin observarea acestor fluctuații ale pulsului, ceea ce i-a determinat să creadă că celălalt obiect spațial era, de asemenea, o stea neutronică.

Observațiile făcute asupra dezintegrării orbitale a acestui sistem stelar se potrivesc aproape perfect cu ecuațiile lui Einstein. Relativitatea prezice că, în timp, energia orbitală a unui sistem binar va fi convertită în radiație gravitațională. Datele colectate de Taylor și colegii săi cu privire la perioada orbitală a PRS B1913+16 au susținut această predicție relativistă. Aceștia au raportat în 1983 că a existat o diferență în separarea minimă observată a celor doi pulsari în comparație cu cea așteptată dacă separarea orbitală ar fi rămas constantă. În deceniul care a urmat descoperirii sale, perioada orbitală a sistemului a scăzut cu aproximativ 76 de milionimi de secundă pe an. Acest lucru înseamnă că pulsarul se apropia de separarea maximă cu mai mult de o secundă mai devreme decât ar fi făcut-o dacă orbita ar fi rămas aceeași. Observațiile ulterioare continuă să arate această scădere.