PSR J0737-3039
 Уметничко толкување. Телата не се прикажани во размер: ако се прикажани со големина на џамлии, тие би биле 225 м оддалечени. Поврзано анимација во MPEG (2.4 MB) | |
| Податоци од набљудување Епоха J2000 Рамноденица J2000 | |
|---|---|
| Соѕвездие | Крма |
| Ректасцензија | 07ч 37м 51,248с |
| Деклинација | −30° 39′ 40,83″ |
| Особености | |
| Спектрален тип | Пулсар |
| Променлив тип | Нема |
| Астрометрија | |
| Оддалеченост | 3200–4500 сг (1150 пс) |
| Орбита[1] | |
| Главна | PSR J0737−3039 A |
| Придружник | PSR J0737−3039 B |
| Период (P) | 2.45 h |
| Занесеност (e) | 0.088 |
| Податоци | |
| PSR J0737−3039A | |
| Маса | 1.338 M☉ |
| Вртење | 22.699379739243 мс[2][3] |
| PSR J0737−3039B | |
| Маса | 1.249 M☉ |
| Вртење | 2.7734613477 с[2][3] |
| Други ознаки | |
2XMM J073751.4−303940 | |
| Наводи во бази | |
| SIMBAD | — податоци |
PSR J0737−3039 ― првиот познат двоен пулсар. Се состои од две неутронски ѕвезди кои емитуваат електромагнетни бранови во радиобрановата должина во релативистички двоен систем. Двата пулсари се познати како PSR J0737−3039A и PSR J0737−3039B. Откриен е во 2003 година во австралиската Паркска набљудубачница од страна на меѓународен тим предводен од италијанскиот радиоастроном Марта Бургај за време на пулсарско истражување на голема ширина.[4]
Пулсари
[уреди | уреди извор]Пулсарот е неутронска ѕвезда која произведува пулсирачка радиоемисија поради силно магнетно поле. Неутронска ѕвезда е крајнозбиен остаток од масивна ѕвезда која експлодирала како супернова. Неутронските ѕвезди имаат маса поголема од Сонцето, но се само неколку километри ширина. Овие крајно густи тела се вртат на нивните оски, создавајќи насочени електромагнетни бранови кои се движат околу небото и накратко се насочени кон Земјата во ефект на светилник со стапки кои можат да достигнат неколку стотици импулси во секунда.
Иако системите со двојни неутронски ѕвезди биле познати пред неговото откривање, PSR J0737−3039 е првиот и единствениот познат систем (согласно 2021 година) каде и двете неутронски ѕвезди се пулсари – оттука, систем со „двоен пулсар“. Телото е слично на PSR B1913+16, кој бил откриен во 1974 година од Џослин Бел, Тејлор и Халс, и за кој двајцата ја добиле Нобеловата награда за физика во 1993 година. Телата од овој вид овозможуваат прецизно испитување на Ајнштајновата теорија за општата релативност, бидејќи прецизното и доследни мерења на времето на пулсарните импулси овозможуваат да бидат видени релативистичките ефекти кога тие инаку би биле премногу мали. Додека многу познати пулсари имаат двоен придружник, и е верувано дека многу од нив се неутронски ѕвезди, J0737−3039 е првиот случај каде што се знае дека двете составни тела не се само неутронски ѕвезди, туку и пулсари.
Откритие
[уреди | уреди извор]PSR J0737−3039A бил откриен во 2003 година, заедно со својот партнер, на австралиската 64 м антена на Паркската радионабљудувачница; J0737−3039B не бил идентификуван како пулсар до второто набљудување. Системот првично бил набљудуван од меѓународна работна група за време на истражување со повеќе зраци на голема ширина организирано со цел да бидат откријени повеќе пулсари на ноќното небо.[2]
Првично, било сметано дека овој ѕвезден систем е обично забележување на пулсар. Првото откривање покажа еден пулсар со период од 23 милисекунди во орбитата околу една неутронска ѕвезда. Само по последователните набљудувања бил откриен послаб втор пулсар со пулс од 2,8 секунди од придружната ѕвезда.
Физички особини
[уреди | уреди извор]Орбиталниот период на J0737−3039 (2,4 часа) е еден од најкратките познати за такво тело (една третина од Халс-Тејлоровата двојна ѕвезда), што ги овозможува најпрецизните тестови досега. Во 2005 година, било објавено дека мерењата покажале одлична согласност помеѓу теоријата на општата релативност и набљудувањето. Особено, се чини дека предвидувањата за загуба на енергија поради гравитациските бранови се совпаѓаат со теоријата.
Како резултат на загубата на енергија поради гравитациските бранови, заедничката орбита (приближно 800,000 км во пречник) се намалува за 7 мм дневно. Двете составни тела ќе се спојат за околу 85 милиони години.
| Својство | Пулсар A | Пулсар B |
|---|---|---|
| Вртежен период | 22.699 милисекунди | 2.773 секунди |
| Маса | 1.337 сончеви маси | 1.250 сончеви маси |
| Орбитален период | 2.454 часа (8834.53499 секунди) | |
Поради релативистичка прецесија на вртењето, пулсирањата од Пулсарот B веќе не можат да бидат откривани согласно март 2008 година, но е очекува повторно да се појават во 2035 година бидејќи прецесијата повторно ќе биде на виделина.[5]
Употреба како тест за општата релативност
[уреди | уреди извор]
Набљудувањата на 16-годишните временски податоци во 2021 година, биле пријавени дека се согласуваат со општата релативност со проучување на губењето на орбиталната енергија поради гравитацските бранови. Орбиталното распаѓање и забрзувањето на орбиталниот период било испитувано за следење на квадруполската формула со голема прецизност од 0,013% главно поради уникатните особини на системот кој има два пулсари, е во близина и поседува наклон блиску до 90°.[6][7][8]
Уникатно потекло
[уреди | уреди извор]Покрај важноста на овој систем за испитувањата на општата релативност, Пиран и Шавив покажале дека младиот пулсар во овој систем мора да настанал без масовно исфрлање, што имплицира нова постапка на настанување на неутронска ѕвезда што не вклучува супернова.[9] Додека стандардниот модел на супернова предвидува дека системот ќе има правилно движење од повеќе од сто км/сек, тие предвиделе дека овој систем нема да покаже значајно сопствено движење. Нивното предвидување подоцна било потврдено со мерењето време на пулсарот.[10]
Затемнувања
[уреди | уреди извор]Друго откритие од двојниот пулсар е набљудувањето на затемнување од коњукција на посилниот и послабиот пулсар. Ова се случува кога магнетосферата во облик на тороид на еден пулсар, која е исполнета со приемна плазма, ја блокира светлината на придружниот пулсар. Попречувањето, кое трае повеќе од 30 секунди, не е целосно, поради ориентацијата на рамнината на вртење на двојниот систем во однос на Земјата и ограничената големина на магнетосферата на послабиот пулсар; дел од светлината на посилниот пулсар сè уште може да биде откриена за време на затемнувањето.
Други двојни системи
[уреди | уреди извор]Покрај двојниот пулсарен систем, познат е цела низа различни системи со две тела каде што само еден член на системот е пулсар. Познати примери се варијации на двојна ѕвезда:
- Пулсарско-белоџуџест систем; на пример, PSR B1620-26.
- Пулсарско-неутронски систем, на пример, PSR B1913+16.
- Пулсар и обична ѕвезда; на пример, PSR J0045−7319, систем кој е составен од пулсар и ѕвезда од типот B од главната низа.
Теоретски, систем на пулсар-црна дупка е можен и би бил од огромен научен интерес, но таков систем сè уште не е идентификуван. Неодамна бил откриен пулсар[11] многу блиску до супермасивната црна дупка во јадрото на нашата галаксија, но неговото движење сè уште не е службено потврдено како орбита за фаќање на Стрелец A*. Системот пулсар-црна дупка би можел да биде уште посилен тест на Ајнштајновата општа теорија за релативноста, поради огромните гравитациони сили што ги вршат двата небесни тела.
Исто така од голем научен интерес е PSR J0337+1715, двоен систем на бело џуџе со пулсар кој има трета белоџуџеста ѕвезда во подалечна орбита која кружи околу другите две. Оваа уникатна поставеност е користиа за истражување на начелото на силна еднаквост на физиката, фундаментална претпоставка на која почива целата општата релативност.
Т.н. Низа од квадратен километар, радиотелескоп што треба да биде завршен кон крајот на 2020-тите, дополнително ќе ги набљудува познатите и ќе открие нови двојни пулсарни системи со цел да биде испитувана општата релативност.[12]
Поврзано
[уреди | уреди извор]Наводи
[уреди | уреди извор]- ↑ Noutsos, A.; Desvignes, G.; Kramer, M.; Wex, N.; Freire, P. C. C.; Stairs, I. H.; McLaughlin, M. A.; Manchester, R. N.; Possenti, A.; Burgay, M.; Lyne, A. G.; Breton, R. P.; Perera, B. B. P.; Ferdman, R. D. (2020), „Understanding and improving the timing of PSR J0737−3039B“, Astronomy & Astrophysics, 643: A143, arXiv:2011.02357, Bibcode:2020A&A...643A.143N, doi:10.1051/0004-6361/202038566, S2CID 224991311
- ↑ 2,0 2,1 2,2 atnf The first double pulsar - List of the team. Посетено на 11 септември 2024
- ↑ 3,0 3,1 ATNF Pulsar Catalogue database [1].
- ↑ Burgay, M.; d'Amico, N.; и др. (4 декември 2003). „An increased estimate of the merger rate of double neutron stars from observations of a highly relativistic system“. Nature. 426 (6966): 531–533. arXiv:astro-ph/0312071. Bibcode:2003Natur.426..531B. doi:10.1038/nature02124. PMID 14654834.
- ↑ Perera, B. B. P.; McLaughlin, M. A.; и др. (2010). „The Evolution of PSR J0737−3039B and a Model for Relativistic Spin Precession“. The Astrophysical Journal. 721 (2): 1193–1205. arXiv:1008.1097. Bibcode:2010ApJ...721.1193P. doi:10.1088/0004-637X/721/2/1193.
- ↑ Kramer, M.; Stairs, I. H.; и др. (2021-12-13). „Strong-Field Gravity Tests with the Double Pulsar“. Physical Review X (англиски). 11 (4): 041050. arXiv:2112.06795. Bibcode:2021PhRvX..11d1050K. doi:10.1103/physrevx.11.041050. ISSN 2160-3308.
- ↑ Shao, Lijing (2021-12-13). „General Relativity Withstands Double Pulsar's Scrutiny“. Physics (англиски). 14: 173. doi:10.1103/Physics.14.173.
- ↑ Deller, Adam; Manchester, Richard (13 декември 2021). „We counted 20 billion ticks of an extreme galactic clock to give Einstein's theory of gravity its toughest test yet“. The Conversation (англиски). Посетено на 11 септември 2024.
- ↑ Piran, T.; Shaviv, N. (2005). „Origin of the Binary Pulsar J0737−3039B“. Physical Review Letters. 95 (5): 051102. arXiv:astro-ph/0409651. Bibcode:2005PhRvL..94e1102P. doi:10.1103/PhysRevLett.94.051102. PMID 15783626.
- ↑ Kramer, M.; и др. (2006). „Strong‐field tests of gravity with the double pulsar“. Annalen der Physik. 15 (1–2): 34–42. Bibcode:2006AnP...518...34K. doi:10.1002/andp.200510165.
- ↑ A magnetar / SGR / radio pulsar only 3” from Sgr A* " „архивска копија“. Архивирано од изворникот на 2014-02-02. Посетено на 2024-09-11.".
- ↑ Kramer, Michael (2008-10-14). „Strong field tests of gravity using pulsars and black holes“. SKA Science. Трст: Sissa Medialab: 020. doi:10.22323/1.052.0020. Архивирано од изворникот на 6 декември 2010. Посетено на 11 септември 2024 – преку Proceedings of Science.
- ↑ Silva, Hector O.; Holgado, A. Miguel; Cárdenas-Avendaño, Alejandro; Yunes, Nicolás (May 2021). „Astrophysical and Theoretical Physics Implications from Multimessenger Neutron Star Observations“. Physical Review Letters. 126 (18): 181101. arXiv:2004.01253. Bibcode:2021PhRvL.126r1101S. doi:10.1103/PhysRevLett.126.181101. PMID 34018776 Проверете ја вредноста
|pmid=(help). S2CID 214795272.
Надворешни врски
[уреди | уреди извор]- „First-Known Double Pulsar Opens up New Astrophysics“. Универзитет во Манчестер. 8 јануари 2004.
- „The first double pulsar“. Australia Telescope National Facility. 14 декември 2022.
- „PSR J0737-3039“. SIMBAD. Центар за астрономски податоци во Стразбур. (англиски)
- „Pulsares trazem boas notícias aos caçadores de ondas gravitacionais“ [Pulsars bring good news to gravitational wave hunters]. Portal do Astrónomo (португалски). 26 декември 2003.
- „A pulsar in a close pair“. Physics-Uspekhi. 1 јануари 2004.
- „Rene's Double Pulsar Page“. Rene's Homepage. Архивирано од изворникот на 12 август 2014.
- Naeye, Robert (12 декември 2003). „New Binary Neutron Star Will Test Einstein“. Sky and Telescope.
- Naeye, Robert (3 март 2005). „Einstein Passes New Tests“. Sky and Telescope.
- Norbert Junkes (13 декември 2021). „Einstein proven right yet again“. Max-Planck-Gesellschaft.