PSR 1913+16

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PSR 1913+16 é uma estrela binária formada por um pulsar e outra estrela de nêutrons que orbitam um baricentro comum.

Descoberta[editar | editar código-fonte]

Em 1993, o Prêmio Nobel da Física foi atribuído a Russell Hulse e Joseph Taylor da Universidade de Princeton pela sua descoberta em 1974 de um pulsar (estrela de nêutrons altamente magnetizada) junto a outra estrela de nêutrons, ambas em órbita ao redor de um centro de massas comum, formando um sistema binário, designado PSR 1913+16.

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. A estrela de nêutrons gira em seu eixo 17 vezes por segundo; assim o intervalo dos pulsos é de 59 milissegundos.

Após se verificar pulsos de rádio por algum tempo, Hulse e Taylor repararam que havia uma variação sistemática no tempo de chegada dos pulsos. Às vezes, os pulsos eram recebidos um pouco mais cedo do que o esperado; às vezes, mais tarde. Estas variações mudavam em uma maneira harmoniosa e repetitiva, com um período de 7,75 horas. Eles perceberam que tal comportamento era previsível e que o pulsar estava em uma órbita com outra estrela.

Características[editar | editar código-fonte]

O pulsar e o seu companheiro seguem órbitas elípticas em torno de seu centro de massas 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 - acredita-se - são quase iguais em massa, cerca de 1,4 massas solares. A distância mínima no periastro é de cerca de 1,1 raios solares; o máximo de separação no apoastro é 4,8 raios solares.

No caso do PSR 1913+16, a órbita é inclinada em cerca de 45 graus em 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 no apoastro do que quando se trata de no 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 avançando para nós e está perto de seus periastros, os pulsos devem se aproximar em conjunto; por isso, maior número deles será recebido por segundo e a taxa de repetição dos pulsos será mais elevada. Quando está se afastando de nós no apoastro, os pulsos devem ser mais dilatados e menor o número de pulsos detectados por segundo.

A diferença entre as velocidades negativas (blueshifts, aproximando-se da Terra) e as positivas (redshifts, afastando-se da Terra) mostra que a órbita é bastante excêntrica.

Os pulsos também variam conforme o pulsar se move ao longo da sua órbita. Quando o pulsar está do lado de sua órbita mais próximo da Terra, os impulsos chegam mais de 3 segundos antes do que eles fazem quando ele está do lado mais distante da Terra. A diferença é causada pela distância mais curta do pulsar quando sua órbita o coloca mais próximo da Terra. A diferença de 3 segundos-luz 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 pulsos (ticks), 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 mais próximos em alguns momentos do que em outros, de modo 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 (ticks) aumenta exatamente como Einstein previu. O pulsar do relógio é abrandado quando está viajando mais rápido e na parte mais forte do campo gravitacional; ele a recupera, quando viaja mais devagar na parte mais fraca do campo.

A demora relativa do tempo é a diferença entre o que é observado e aquilo que seria de esperar para ver se a órbita do pulsar fosse circular, com a distância e a velocidade constantes 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 elíptico contínuo. A rotação do pulsar do periastro é análogo ao avanço do periélio de Mercúrio em sua órbita. O avanço observado para PSR1913+16 é de cerca de 4,2 graus por ano, o pulsar do periastro avança em um único dia o que o periélio de Mercúrio avança em um século.

A relatividade prevê que ao longo do tempo a energia do sistema binário 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 esperaria caso a separação orbital permanecesse 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, continuou-se a calendarização do pulsar e revelou-se a contínua diminuição exatamente como predita 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.