PSR J0737-3039

PSR J0737-3039
Stea

Istoria cercetării
deschizator	Martha Bourgay [d]
data deschiderii	2003
Date observaționale ( Epoca J2000.0 )
ascensiunea dreaptă	7 h 37 m 51,25 s [1]
declinaţie	−30° 39′ 40.83″ [1]
Constelaţie	rautacios
Codurile din cataloage
PSR J0737-3039
Informații în baze de date
SIMBAD	PSR J0737-3039
Informații în Wikidata ?

PSR J0737-3039 este un sistem stelar binar, ambii fiind pulsari . A fost descoperit în 2003 și este primul pulsar dublu cunoscut.

PSR J0737-3039 este similar cu un alt sistem, PSR B1913+16 , descoperit în 1974 de Taylor și Hulse (care au primit Premiul Nobel pentru Fizică în 1993 pentru studiul lor asupra sistemului). Obiectele de acest fel fac posibilă testarea foarte precisă a predicțiilor teoriei generale a relativității (GR) a lui Einstein, deoarece efectele relativiste sunt reflectate în intervalele de timp la care pulsurile electromagnetice sunt emise de pulsari. Cu toate acestea, până în prezent, majoritatea sistemelor descoperite de acest tip constau dintr-un pulsar și o stea neutronică . J0737−3039 este primul caz cunoscut în care ambele componente sunt pulsari .

Componentele sistemului sunt separate între ele de o distanță de aproximativ 800 de mii de kilometri (care este doar puțin mai mult de dublul distanței dintre Pământ și Lună ) și se grăbesc prin orbitele lor cu o viteză de aproximativ 300 de kilometri pe secundă. Perioada orbitală a lui J0737-3039 este de 2,4 ore - cea mai mică cunoscută pentru acest tip de sistem (o treime din perioada orbitală a sistemului Taylor-Hulse ).

Sistemul pulsar PSR J0737-3039A și B este situat la 2000 de ani lumină de Pământ în direcția constelației Puppis, la trei grade sud-est de steaua h (eta) Canis Major.

Efecte relativiste

Apropierea extraordinară a componentelor sistemului și perioada orbitală mică, precum și faptul că vedem sistemul aproape de margine - toate acestea ne permit să studiem manifestările efectelor relativiste cu cea mai mare acuratețe. Din 2005, au fost publicate o mulțime de date care indică faptul că efectele observate sunt în deplin acord cu teoria:

Se confirmă pierderea de energie prezisă de relativitatea generală a sistemului din cauza emisiei undelor gravitaționale . Acest rezultat este o puternică confirmare indirectă a existenței acestuia din urmă. Datorită pierderii de energie în emisia undelor gravitaționale, dimensiunea orbitei sistemului, în deplină concordanță cu teoria, este redusă cu 7 milimetri în fiecare zi. Cele două componente se vor ciocni în aproximativ 85 de milioane de ani, probabil să formeze o gaură neagră .

Periastronul (punctul de pe orbita pulsarilor unde sunt cel mai aproape unul de celălalt) se deplasează cu 17 grade în fiecare an. Această deplasare este cea mai mare cunoscută până acum. Este de 4 ori mai mare decât cea a sistemului Taylor-Hulse și de 140.000 de ori mai mare decât deplasarea relativistă a periheliului orbitei lui Mercur .

La apropierea componentelor se observă o creștere (cu 0,38 μs) a perioadei proprii de rotație datorită încetinirii timpului într-un câmp gravitațional puternic.

Când un semnal de la unul dintre pulsari în drum spre Pământ trece în imediata apropiere a altui pulsar, curbura puternică a spațiului-timp și încetinirea timpului în vecinătatea acestuia din urmă provoacă o întârziere a semnalului de până la 90 de milisecunde ( vezi efectul Shapiro ).

În 2008, datorită lui J0737−3039, a fost descoperită o precesie anormală a axei de rotație a unui pulsar sub influența unui câmp gravitațional puternic al vecinului său [2] . Efectul observat, cunoscut sub numele de precesiune geodezică , a fost prezis de însuși Einstein în urmă cu aproximativ 90 de ani, dar nu fusese încă observat până în acel moment. Conform relativității generale, două corpuri masive care circulă unul lângă altul trebuie să provoace o curbură a spațiului suficientă pentru a deplasa axa în jurul căreia se rotesc. Ca o consecință a acestei deplasări, corpurile înseși vor începe să oscileze. Aceste fluctuații au fost măsurate de astronomii în timpul eclipselor pulsarului A pe parcursul a patru ani.Valoarea rotației axei calculată pe baza acestor observații este de 4,77 plus sau minus 0,66 grade pe an. Astfel, în ~75 de ani, axa face o revoluție completă.

Parametri Pulsar

Proprietate	Pulsar A	Pulsar B
Perioada de rotație	23 de milisecunde	2,8 secunde
Greutate	1.338 mase solare	1.249 mase solare
Perioadă orbitală	2,4 ore

Note

↑ 1 2 Chatterjee S. , Goss W. M., Brisken W. F. Radio Emission from the Double-Pulsar System J0737-3039 Revisited // Astrophys . J. / E. Vishniac - Editura IOP , 2005. - Vol. 634, Iss. 1. - P. 101-104. — ISSN 0004-637X ; 1538-4357 - doi:10.1086/498822 - arXiv:astro-ph/0509889
↑ Teoria lui Einstein a găsit o altă confirmare (link inaccesibil) . Preluat la 4 iulie 2008. Arhivat din original la 5 iulie 2008. (nedefinit)

Link -uri

http://www.astronet.ru/db/msg/1196066
http://www.membrana.ru/lenta/?8381 Arhivat 5 iulie 2008 la Wayback Machine

https://web.archive.org/web/20081203193830/http://skyandtelescope.com/news/article_1124_1.asp (deschidere)