Hulse-Taylor-Binärdatei – Wikipedia

Orbitalzerfall von PSR B1913 + 16.[7] Die Datenpunkte geben die beobachtete Änderung der Epoche des Periastrons mit dem Datum an, während die Parabel die theoretisch erwartete Änderung der Epoche gemäß der allgemeinen Relativitätstheorie darstellt.

Das Hulse-Taylor-Binärdatei ist ein binäres Sternensystem, das aus einem Neutronenstern und einem Pulsar besteht (bekannt als PSR B1913 + 16, PSR J1915 + 1606 oder PSR 1913 + 16) die um ihren gemeinsamen Schwerpunkt kreisen. Es ist der erste jemals entdeckte binäre Pulsar.

Der Pulsar wurde 1974 von Russell Alan Hulse und Joseph Hooton Taylor Jr. von der University of Massachusetts Amherst entdeckt. Ihre Entdeckung des Systems und seine Analyse brachten ihnen 1993 den Nobelpreis für Physik „für die Entdeckung eines neuen Typs“ ein von Pulsar, eine Entdeckung, die neue Möglichkeiten für das Studium der Gravitation eröffnet hat. „[8]

Entdeckung[edit]

Mit der Arecibo 305m-Schale erkannten Hulse und Taylor gepulste Funkemissionen und identifizierten die Quelle als Pulsar, einen schnell rotierenden, stark magnetisierten Neutronenstern. Der Neutronenstern dreht sich 17 Mal pro Sekunde um seine Achse. somit beträgt die Pulsperiode 59 Millisekunden.

Nachdem Hulse und Taylor die Funkimpulse einige Zeit getaktet hatten, stellten sie fest, dass die Ankunftszeit der Impulse systematisch variierte. Manchmal wurden die Impulse etwas früher als erwartet empfangen; manchmal später als erwartet. Diese Variationen änderten sich reibungslos und wiederholt mit einem Zeitraum von 7,75 Stunden. Sie erkannten, dass ein solches Verhalten vorhergesagt wird, wenn sich der Pulsar in einer binären Umlaufbahn mit einem anderen Stern befindet, der später als ein weiterer Neutronenstern bestätigt wurde.[9]

Sternensystem[edit]

Der Pulsar und sein Neutronenstern-Begleiter folgen elliptischen Bahnen um ihren gemeinsamen Massenschwerpunkt. Die Periode der Orbitalbewegung beträgt 7,75 Stunden, und es wird angenommen, dass die beiden Neutronensterne nahezu gleich groß sind, etwa 1,4 Sonnenmassen. Radioemissionen wurden nur von einem der beiden Neutronensterne nachgewiesen.

Der minimale Abstand am Periastron beträgt etwa 1,1 Sonnenradien; Der maximale Abstand am Apastron beträgt 4,8 Sonnenradien. Die Umlaufbahn ist in Bezug auf die Ebene des Himmels um etwa 45 Grad geneigt. Die Ausrichtung des Periastrons ändert sich in Richtung der Orbitalbewegung um etwa 4,2 Grad pro Jahr (relativistische Präzession des Periastrons). Im Januar 1975 wurde es so ausgerichtet, dass Periastron senkrecht zur Sichtlinie von der Erde auftrat.[2][10]

Verwendung als Test der Allgemeinen Relativitätstheorie[edit]

Die Umlaufbahn ist seit der ersten Entdeckung des binären Systems in genauem Einklang mit dem Energieverlust aufgrund von Gravitationswellen, der in Albert Einsteins allgemeiner Relativitätstheorie beschrieben wird, zerfallen.[2][10][11][12] Das Verhältnis der beobachteten zur vorhergesagten Rate des Orbitalzerfalls wird mit 0,997 ± 0,002 berechnet.[12] Die Gesamtleistung der von diesem System emittierten Gravitationswellen wird derzeit mit 7,35 × 10 berechnet24 Watt. Zum Vergleich: Dies sind 1,9% der von der Sonne im Licht abgestrahlten Leistung. Das Sonnensystem strahlt aufgrund der viel größeren Entfernungen und Umlaufzeiten, insbesondere zwischen Sonne und Jupiter und der relativ geringen Masse der Planeten, nur etwa 5000 Watt in Gravitationswellen aus.

Bei diesem vergleichsweise großen Energieverlust aufgrund von Gravitationsstrahlung beträgt die Abnahmerate der Umlaufzeit 76,5 Mikrosekunden pro Jahr, die Abnahmerate der Hauptachse 3,5 Meter pro Jahr und die berechnete Lebensdauer bis zur endgültigen Inspiration 300 Millionen Jahre.[2][12]

Im Jahr 2004 veröffentlichten Taylor und Joel M. Weisberg eine neue Analyse der bisherigen experimentellen Daten und kamen zu dem Schluss, dass die 0,2% ige Abweichung zwischen den Daten und den vorhergesagten Ergebnissen auf wenig bekannte galaktische Konstanten zurückzuführen ist, einschließlich der Entfernung der Sonne vom galaktischen Zentrum. die Eigenbewegung des Pulsars und seine Entfernung von der Erde. Während Anstrengungen zur besseren Messung der ersten beiden Größen unternommen werden, sahen sie „wenig Aussicht auf eine signifikante Verbesserung der Kenntnis der Pulsarentfernung“, so dass engere Grenzen schwer zu erreichen sein werden. Taylor und Weisberg kartierten auch die zweidimensionale Strahlstruktur des Pulsars unter Verwendung der Tatsache, dass die Präzession des Systems zu unterschiedlichen Pulsformen führt. Sie fanden heraus, dass die Balkenform in Breitenrichtung länglich ist und in Längsrichtung nahe der Mitte eingeklemmt wird, was zu einer Gesamtform wie einer Acht führt.[7]

Im Jahr 2016 veröffentlichten Weisberg und Huang weitere Ergebnisse, die immer noch einen Unterschied von 0,16% aufwiesen, und stellten fest, dass das Verhältnis des beobachteten Werts zum vorhergesagten Wert 0,9983 ± 0,0016 betrug.[13] Sie nennen den Haupttreiber dieser Verbesserung von 1,8σ auf 1σ Diskrepanz als verbesserte galaktische Konstanten, die 2014 veröffentlicht wurden.

Eigenschaften[edit]

  • Masse des Gefährten: 1.387 M.
  • Gesamtmasse des Systems: 2,828378 (7) M.
  • Umlaufzeit: 7.751938773864 Std
  • Exzentrizität: 0,6171334
  • Semi-Major-Achse: 1.950.100 km
  • Periastron-Trennung: 746.600 km
  • Apastron-Trennung: 3.153.600 km
  • Umlaufgeschwindigkeit der Sterne am Periastron (relativ zum Massenschwerpunkt): 450 km / s
  • Umlaufgeschwindigkeit der Sterne am Apastron (relativ zum Massenschwerpunkt): 110 km / s

Siehe auch[edit]

Verweise[edit]

  1. ^ wikisky.org SKY-MAP für 19:15:28 / +16: 06: 27 (Position J2000)
  2. ^ ein b c d Weisberg, JM; Taylor, JH; Fowler, LA (Oktober 1981). „Gravitationswellen von einem umlaufenden Pulsar“. Wissenschaftlicher Amerikaner. 245 (4): 74–82. Bibcode:1981SciAm.245d..74W. doi:10.1038 / Scientificamerican1081-74.
  3. ^ ein b c PSR J1915 + 1606. SIMBAD. Centre de données astronomiques de Strasbourg.
  4. ^ Ashwin Ramaswami. „Pulsare“. Enzyklopädie der Wissenschaft. Enscience. Archiviert von das Original am 08.03.2016.
  5. ^ Christopher Wanjek (30.05.2005). „Umlaufende Sterne, die den Weltraum mit exotischen Gravitationswellen überfluten“. NASA.
  6. ^ Hulse-Taylor Pulsar (PSR 1913 + 16). Enzyklopädie der Wissenschaft. Die Welten von David Darling.
  7. ^ ein b Weisberg, JM; Taylor, JH (Juli 2005). „Der relativistische binäre Pulsar B1913 + 16: Dreißig Jahre Beobachtung und Analyse“. Geschrieben in Aspen, Colorado, USA. In FA Rasio; IH Stairs (Hrsg.). Binäre Funkpulsare. ASP-Konferenzreihe. 328. San Francisco: Astronomische Gesellschaft des Pazifiks. p. 25. arXiv:astro-ph / 0407149. Bibcode:2005ASPC..328 … 25W.
  8. ^ „Der Nobelpreis für Physik 1993“. Nobelstiftung. Abgerufen 2018-10-27. für die Entdeckung eines neuen Pulsartyps, eine Entdeckung, die neue Möglichkeiten für das Studium der Gravitation eröffnet hat
  9. ^ Weisberg, JM; Schön, DJ; Taylor, JH (20. Oktober 2010). „Timing-Messungen des relativistischen binären Pulsars PSR B1913 + 16“. Das astrophysikalische Journal. 722 (2): 1030–1034. arXiv:1011.0718. Bibcode:2010ApJ … 722.1030W. doi:10.1088 / 0004-637X / 722/2/1030. S2CID 118573183.
  10. ^ ein b Taylor, JH; Weisberg, JM (1982). „Ein neuer Test der allgemeinen Relativitätstheorie – Gravitationsstrahlung und der binäre Pulsar PSR 1913 + 16“. Astrophysikalisches Journal. 253: 908–920. Bibcode:1982ApJ … 253..908T. doi:10.1086 / 159690.
  11. ^ Taylor, JH; Weisberg, JM (1989). „Weitere experimentelle Tests der relativistischen Schwerkraft mit dem binären Pulsar PSR 1913 + 16“. Astrophysikalisches Journal. 345: 434–450. Bibcode:1989ApJ … 345..434T. doi:10.1086 / 167917.
  12. ^ ein b c Weisberg, JM; Schön, DJ; Taylor, JH (2010). „Timing-Messungen des relativistischen binären Pulsars PSR B1913 + 16“. Astrophysikalisches Journal. 722 (2): 1030–1034. arXiv:1011.0718. Bibcode:2010ApJ … 722.1030W. doi:10.1088 / 0004-637X / 722/2/1030. S2CID 118573183.
  13. ^ Weisberg, JM; Huang, Y. (21. September 2016). „Relativistische Messungen vom Timing des binären Pulsars PSR B1913 + 16“. Das astrophysikalische Journal. 829 (1): 55. arXiv:1606.02744. Bibcode:2016ApJ … 829 … 55W. doi:10.3847 / 0004-637X / 829/1/55. S2CID 119283147.