Pulsar binário
Um pulsar binário é um pulsar que possui um companheiro binário. Normalmente o companheiro é um pulsar, uma anã branca ou uma estrela de neutrões. São um dos poucos objectos que permitem aos físicos testar a relatividade geral no caso de ocorrer um forte campo gravitacional.
Apesar de o companheiro binário ser normalmente difícil de observar, a taxa de pulsação do pulsar pode ser medida de maneira muito eficaz com o auxílio de radiotelescópios.
História
[editar | editar código-fonte]O pulsar binário PSR 1913+16 (ou o "pulsar binário Hulse-Taylor") foi descoberto pela primeira vez em 1974 em Arecibo por Joseph Hooton Taylor, Jr. e Russell Hulse, pelo qual eles ganharam o Prêmio Nobel de Física de 1993. Enquanto Hulse observava o pulsar recém-descoberto PSR B1913+16, ele notou que a taxa de pulsação variava regularmente. Concluiu-se que o pulsar estava orbitando outra estrela muito próxima em alta velocidade, e que o período do pulso estava variando devido ao efeito Doppler. Como o pulsar estava se movendo em direção à Terra, os pulsos seriam mais frequentes; e, inversamente, à medida que se afastasse da Terra, menos seriam detectados em um determinado período de tempo. Pode-se pensar nos pulsos como o tique-taque de um relógio; mudanças no tique-taque são indicações de mudanças na velocidade dos pulsares em direção e fora da Terra. Hulse e Taylor também determinaram que as estrelas eram aproximadamente igualmente massivas observando essas flutuações de pulso, o que os levou a acreditar que o outro objeto também era uma estrela de nêutrons. Os pulsos desse sistema agora são rastreados dentro de 15 μs.[1] (Nota: Cen X-3 foi na verdade o primeiro "pulsar binário" descoberto em 1971, seguido por Her X-1 in 1972)
O estudo do pulsar binário PSR B1913+16 também levou à primeira determinação precisa da massa de estrelas de nêutrons, usando efeitos de tempo relativísticos.[2] Quando os dois corpos estão próximos, o campo gravitacional é mais forte, a passagem do tempo é retardada - e o tempo entre os pulsos (ou tiques) é alongado. Então, à medida que o relógio pulsar viaja mais lentamente através da parte mais fraca do campo, ele recupera o tempo. Um efeito relativístico especial, a dilatação do tempo, atua em torno da órbita de maneira semelhante. Esse atraso relativístico é a diferença entre o que se esperaria ver se o pulsar estivesse se movendo a uma distância e velocidade constantes ao redor de seu companheiro em uma órbita circular, e o que é realmente observado.
Antes de 2015 e da operação do Advanced LIGO,[3] pulsares binários eram as únicas ferramentas que os cientistas tinham para detectar evidências de ondas gravitacionais; A teoria da relatividade geral de Einstein prevê que duas estrelas de nêutrons emitirão ondas gravitacionais ao orbitarem um centro de massa comum, o que carregaria a energia orbital e faria com que as duas estrelas se aproximassem e encurtassem seu período orbital. Um modelo de 10 parâmetros que incorpora informações sobre o tempo do pulsar, as órbitas keplerianas e três correções pós-Kepler (a taxa de avanço do periastro, um fator para o redshift gravitacional e dilatação do tempo e uma taxa de mudança do período orbital da emissão de radiação gravitacional) é suficiente para modelar completamente o tempo do pulsar binário.[4][5]
As medições feitas da decadência orbital do sistema PSR B1913+16 foram uma combinação quase perfeita com as equações de Einstein. A relatividade prevê que, com o tempo, a energia orbital de um sistema binário será convertida em radiação gravitacional. Os dados coletados por Taylor e Joel M. Weisberg e seus colegas do período orbital de PSR B1913+16 apoiaram esta previsão relativística; eles relataram em 1982[2] e posteriormente[1][6] que havia uma diferença na separação mínima observada dos dois pulsares em comparação com a esperada se a separação orbital tivesse permanecido constante. Na década seguinte à sua descoberta, o período orbital do sistema diminuiu cerca de 76 milionésimos de segundo por ano - isso significa que o pulsar estava se aproximando de sua separação máxima mais de um segundo antes do que estaria se a órbita permanecesse a mesma. As observações subsequentes continuam a mostrar essa diminuição.
Referências
- ↑ a b Weisberg, J. M.; Nice, D. J.; Taylor, J. H. (2010). «Timing Measurements of the Relativistic Binary Pulsar PSR B1913+16». Astrophysical Journal. 722 (2): 1030–1034. Bibcode:2010ApJ...722.1030W. arXiv:1011.0718
. doi:10.1088/0004-637X/722/2/1030
- ↑ a b Taylor, J. H.; Weisberg, J. M. (1982). «A new test of general relativity - Gravitational radiation and the binary pulsar PSR 1913+16». Astrophysical Journal. 253: 908–920. Bibcode:1982ApJ...253..908T. doi:10.1086/159690
- ↑ Abbott, Benjamin P.; et al. (LIGO Scientific Collaboration and Virgo Collaboration) (2016). «Observation of Gravitational Waves from a Binary Black Hole Merger». Phys. Rev. Lett. 116 (6). 061102 páginas. Bibcode:2016PhRvL.116f1102A. PMID 26918975. arXiv:1602.03837. doi:10.1103/PhysRevLett.116.061102
- ↑ Weisberg, J. M.; Taylor, J. H.; Fowler, L. A. «Gravitational waves from an orbiting pulsar». Scientific American. 245 (4): 74–82. Bibcode:1981SciAm.245d..74W. doi:10.1038/scientificamerican1081-74
- ↑ «Prof. Martha Haynes Astro 201 Binary Pulsar PSR 1913+16 Website»
- ↑ Taylor, J. H.; Weisberg, J. M. (1989). «Further experimental tests of relativistic gravity using the binary pulsar PSR 1913 + 16». Astrophysical Journal. 345: 434–450. Bibcode:1989ApJ...345..434T. doi:10.1086/167917
Bibliografia
[editar | editar código-fonte]- D. Lorimer, Binary and millisecond pulsars, 1998, Living Rev. Relativity, vol. 1, pag. 10
- C. Will, The confrontation between general relativity and experiment, 2001, Living Rev. Relativity, vol. 4, pag. 4