PSR 1913+16

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PSR 1913+16 é um pulsar, uma estrela binária.

Descoberta[editar | editar código-fonte]

Em 1993, o Prêmio Nobel da Física foi atribuído a Russell Hulse e Joseph Taylor da Universidade de Princeton para a sua descoberta em 1974 de um pulsar, designado PSR1913 +16, num sistema binário, em órbita ao redor de uma estrela com um outro centro de massa comum.

Usando a antena de 305m em Arecibo, Hulse e Taylor detectaram uma pulsação de emissões de rádio e, assim, identificaram a fonte como um pulsar, de rápida rotação, altamente magnetizadas estrela de nêutrons. A estrela de nêutrons em seu eixo gira 17 vezes por segundo; assim o pulso período é de 59 milissegundos.

Após se verificar pulsos de rádio por algum tempo, Hulse e Taylor repararam que havia uma variação sistemática na hora de chegada dos pulsos. Às vezes, os pulsos foram recebidos um pouco mais cedo do que o esperado; às vezes, mais tarde. Estas variações mudavam em uma maneira harmoniosa e repetitivos, com um período de 7,75 horas. Eles perceberam que tal comportamento é previsível e que o pulsar estava em uma órbita com outra estrela binária.

Características[editar | editar código-fonte]

O pulsar e o seu companheiro seguem órbitas elípticas em torno de seu centro de massa comum. Cada estrela se move em sua órbita de acordo com as Leis de Kepler; em todos os momentos as duas estrelas se encontraram em lados opostos de uma linha que passa pelo centro de massa. O período do movimento orbital é 7,75 horas, e as estrelas - se crê - são quase iguais em massa, cerca de 1,4 massas solares. A distância mínima em periastro é de cerca de 1,1 raios solares; o máximo de separação em apoastro é 4,8 raios solares.

No caso do PSR 1913+16, a órbita é inclinada em cerca de 45 graus com relação ao plano do céu, e é orientado de tal ordem que o periastro ocorre quase perpendicular a nossa linha de visão.

Lembrando que uma estrela em uma órbita elíptica vai passar mais devagar quando está em apoastro do que quando se trata de um periastro. Em uma órbita excêntrica como a do PSR 1913 +16, a velocidade radial varia entre um mínimo de 75 km/seg a um máximo de 300 km/seg.

A frequência da repetição dos pulsos, ou seja, o número de pulsos recebidos em cada segundo, pode ser usada para inferir a velocidade radial do pulsar conforme ele através de sua órbita. Quando o pulsar está a avançar para nós e está perto de seus periastros, os pulsos devem se aproximar em conjunto; por isso, mais serão recebidos por segundo e taxa de repetição do pulso será mais elevada. Quando está se afastando de nós no apoastro, os pulsos devem ser mais dilatados e menos detectados por segundo.

O facto de as velocidades negativo (blueshifts, aproximando-se da Terra) serem maiores do que a uma postitive (redshifts, se afastando da Terra) mostram que a órbita é bastante excêntrica.

O pulsar chega vezes também variam conforme o pulsar se move através da sua órbita. Quando o pulsar está do lado de sua órbita mais próximo da Terra, os impulsos chegam mais de 3 segundos antes que eles fazem quando se está do lado mais longe da Terra. A diferença é causada pela mais curta distância da Terra ao pulsar quando é sobre a fechar o lado de sua órbita. A diferença de 3 de luz segundo implica que a órbita é de cerca de 1 milhão de quilômetros de diâmetro.

Uma vez que a pulsação da emissão de rádio a partir do pulsar pode ser comparada a um relógio por carrapatos, Hulse e Taylor perceberam que eles poderiam procurar por mudanças relativas causadas por mudanças na medição do tempo. Tal como já foi referido, o pulsar da velocidade orbital muda por um factor de quatro durante a sua órbita. Da mesma forma, uma vez que a órbita do pulsar em torno de seu companheiro é elíptica, os dois estão juntos em algumas vezes mais estreita do que em outros, a fim de que o campo gravitacional alternadamente reforça o periastro e enfraquece o apoastro. Assim, o pulsar binário PSR1913 +16 fornece um poderoso teste de as previsões do comportamento do tempo percebida por um observador distante, de acordo com a teoria da relatividade de Einstein.

Quando eles são aproximados, perto do apoastro, o campo gravitacional é mais forte, de modo a que a passagem de tempo é abrandada - o tempo entre os pulsos (carrapatos) aumenta apenas como Einstein previu. O pulsar do relógio é abrandado quando está viajando mais rápido e mais forte na parte do campo gravitacional; ele a recupera, quando é tempo de viajar mais devagar e com os mais fracos, em parte do campo.

A demora relativa do tempo é a diferença entre o que é observado e aquilo que seria de esperar para ver se o pulsar foram transaccionados em órbita circular, a distância e constante a uma velocidade constante, em torno de seu companheiro.

A relação espaço-tempo na proximidade do pulsar é muito deformada. Essa curvatura faz com que o pulsar tenha uma órbita de antecedência. A órbita do pulsar aparece a rodar com o tempo, a órbita não é uma elipse fechada, mas um arco continuou elíptico. A rotação do pulsar do periastro é análogo ao avanço do periélio de mercúrio em sua órbita. O avanço observado para PSR 1913 +16 é de cerca de 4,2 graus por ano, o pulsar do periastro avança em um único dia com o mesmo montante que o periélio de Mercúrio avança em um século.

Relatividade prevê que o sistema binário vai perder tempo em que a energia é convertida em energia orbital gravitacional radioativa. Em 1983, Taylor e colaboradores relataram que houve uma mudança na sistemática durante o periastro, relativa ao tempo de espera que se a separação orbital permaneceu constante. Os dados obtidos na primeira década após a descoberta mostrou uma diminuição do período orbital como relatado por Taylor e os seus colegas de cerca de 76 milionésimos de um segundo por ano. Até 1982, o pulsar estava chegando em seu periastro mais de um segundo mais cedo do que teria sido esperado se a órbita se mantivesse constante desde 1974.

Durante estes dez anos, continuaram a calendarização do pulsar e revelaram a contínua diminuição apenas como predito por Einstein.

O sistema binário está a perder energia, as órbitas estão encolhendo, e algum dia as duas estrelas deveram colidir. Essa concentração poderia produzir um forte radiação gravitacional suficiente para ser detectada pelos instrumentos como o Inteferometer Gravitational-Wave Observatory agora em construção.

A órbita do pulsar está a diminuir com o tempo, actualmente, a órbita encolhe em cerca de 3,1 mm por órbita. As duas estrelas vão fundir em cerca de 300 milhões de anos.

Outros pulsares[editar | editar código-fonte]

Outras leituras[editar | editar código-fonte]

  • "As medições do General Relativistic Efeitos no Binário Pulsar PSR1913 +16" Taylor, JH, Fowler, LA e Weisberg, JM 1979, Nature 277, 437.
  • "O Pulsar binário: Gravity Waves existe", Will, C. 1987, Mercury, Nov-Dez, p. 162.
  • "Ondas gravitacionais de um Orbitando Pulsar", Weisberg, JM, Taylor, JH e Fowler, LA, 1981, Scientific American Oct, 74.