PSR J0737-3039
| |||
 Pulsar podwójny PSR J0737-3039 - wizja artysty Michael Kramer (Jodrell Bank Observatory, University of Manchester) | |||
| Dane obserwacyjne (J2000) | |||
| Gwiazdozbiór | Rufa | ||
| Rektascensja | 07h 37m 51,247s | ||
| Deklinacja | –30° 39′ 40,74″ | ||
| Odległość | 1600-2000 ly | ||
| Charakterystyka fizyczna | |||
| Rodzaj gwiazdy | pulsar podwójny | ||
| Masa | 1,34 oraz 1,25 M☉ | ||
| Alternatywne oznaczenia | |||
|---|---|---|---|
| |||
PSR J0737-3039 – układ podwójny znajdujący się w gwiazdozbiorze Rufy, odkryty w 2003 roku przez grupę radioastronomów z Parkes Observatory. Obecnie jest to jedyny znany układ dwóch pulsarów.
Pierwszy odkryty składnik, oznaczony literą A, jest pulsarem milisekundowym, obracającym się z okresem 22,7 ms[1]. Drugi składnik, B, rotuje dużo wolniej, z okresem 2,77 s[2]. Uważa się, że składnik A powstał wcześniej, zdążył wyhamować swą rotację, a następnie został powtórnie rozkręcony wskutek akrecji materii z towarzysza B. Składnik B jest pulsarem młodym, który narodził się wskutek drugiej eksplozji supernowej w układzie. Masy składników szacowane są odpowiednio na 1,33 i 1,25 masy Słońca, zaś okres ich obiegu (wokół wspólnego środka masy) wynosi 2 h 27 min[3]. Orbity składników są bardzo ciasne i lekko ekscentryczne; ich średni rozmiar to 1,25 promienia Słońca, a mimośród e=0,088.
Pulsar PSR J0737-3039 jest podobny do innego znanego układu podwójnego, PSR B1913+16, w którym pulsar okrąża gwiazdę neutronową.
Układy tego typu stanowią doskonałe laboratorium do testowania przewidywań ogólnej teorii względności. Dokonuje się tego wyznaczając wartości tak zwanych parametrów post-Keplerowskich, czyli poprawek do praw Keplera opisujących orbity w układzie podwójnym w wypadku bardzo silnego pola grawitacyjnego. Są to: tempo zmiany w czasie okresu orbitalnego; średnie tempo przesunięcia peryastronu; poczerwienienie grawitacyjne i dylatacja czasu; opóźnienie Shapiro; oraz deformacja orbity.
W wypadku pulsara PSR J0737-3039 możliwe było zmierzenie pięciu z tych parametrów z dobrą dokładnością[4]. Dwa z nich wystarczyłyby do wyznaczenia mas składników układu, podczas gdy wyznaczenie pozostałych parametrów stanowi test zgodności teorii.
Wskutek emisji fal grawitacyjnych orbita pulsara kurczy się w tempie 8 mm na dobę, co oznacza, że za około 85 milionów lat gwiazdy zleją się ze sobą. Prawdopodobnym efektem tego wydarzenia będzie eksplozja i rozbłysk gamma.
Zobacz też
Przypisy
- ↑ M. Burgay et al.. An increased estimate of the merger rate of double neutron stars from observations of a highly relativistic system. „Nature”. 426 (6966), s. 531-533, 2003-12-04. DOI: 10.1038/nature02124 (ang.).
- ↑ A. G. Lyne et al.. A Double-Pulsar System: A Rare Laboratory for Relativistic Gravity and Plasma Physics. „Science”. 303 (5661), s. 1153-1157, 2004-02-20. DOI: 10.1126/science.1094645. arXiv:astro-ph/0401086 (ang.).
- ↑ M. Kramer et al.. Tests of General Relativity from Timing the Double Pulsar. „Science”. 314 (5796), s. 97-102, 2006-10-06. DOI: 10.1126/science.1132305. arXiv:astro-ph/0609417 (ang.).
- ↑ M. Kramer, I.H. Stairs. The Double Pulsar. „Annual Review of Astronomy and Astrophysics”. 46, s. 541-572, wrzesień 2008. DOI: 10.1146/annurev.astro.46.060407.145247. Bibcode: 2008ARA&A..46..541K (ang.).