Binär pulsar – definition, egenskaper och test av allmänna relativitetsteorin
Binär pulsar: definition, egenskaper och hur precisa pulstidmätningar testar Einsteins allmänna relativitetsteori och bekräftar gravitationsstrålning.
En binär pulsar är en pulsar med en binär följeslagare, ofta en vit dvärg eller neutronstjärna. I åtminstone ett fall, den dubbla pulsaren PSR J0737-3039, är följeslagaren också en annan pulsar.
Två pulsarer är ett av de få objekt som gör det möjligt för fysikerna att testa den allmänna relativitetsteorin i ett starkt gravitationsfält. Även om den binära följeslagaren till pulsaren vanligtvis är svår eller omöjlig att observera, kan tidpunkten för pulserna från pulsaren mätas med utomordentlig noggrannhet av radioteleskop. Tidpunkterna för binära pulsarer har indirekt bekräftat existensen av gravitationsstrålning och verifierat Einsteins allmänna relativitetsteori.
Egenskaper
- Tidsstabila pulser: Pulsarnas radiopulser kommer med mycket regelbundna intervall, vilket gör dem till naturliga klockor. Avvikelser i ankomsttiderna kan spåras till rörelser i ett binärt system och relativistiska effekter.
- Följeslagartyper: Vanliga följeslagare är vita dvärgar, andra neutronstjärnor eller i vissa fall stjärnor med låg massa. I system där pulsaren tidigare har ackumulerat materia från följeslagaren kan den bli en återuppväckt eller millisekundspulsar med mycket korta pulser.
- Orbitala effekter: Binära pulsarer uppvisar fenomen som periastronförskjutning (avancerad omloppspunkt), Shapiro-fördröjning, tidsdilatation och gravitationsrödskift — alla konsekvenser av relativitetsteorin i starkt fält.
- Massmätningar: Genom pulsartiming kan man bestämma både pulsarens och följeslagarens massor med hög precision, vilket är viktigt för studier av neutronstjärnors inre uppbyggnad och materiens tillstånd vid extrema densiteter.
Bildning och evolution
Binära pulsarer bildas genom flera olika kanaler, exempelvis:
- Två massiva stjärnor i ett binärt system kan båda explodera som supernovor och lämna kvar neutronstjärnor. Om båda överlever kan systemet bli en dubbel neutronstjärna.
- I ett system med en neutronstjärna och en stjärna av lägre massa kan massöverföring från följeslagaren spinna upp neutronstjärnan till en millisekundspulsar; följeslagaren kan då bli en vit dvärg.
- Interaktioner i täta stjärnhopar kan också bilda binära pulsarer genom byten och fångst av följeslagare.
Observation och pulsartiming
Pulsartiming innebär att man mäter ankomsttiderna för individuella pulspaket mycket exakt. Små variationer i dessa ankomsttider avslöjar orbital rörelse och relativistiska förskjutningar. Genom att jämföra de observerade tidpunkterna med en noggrant utarbetad modell kan man utvinna parametrar såsom omloppsperiod, excentricitet, projektion av orbitens halvaxel och relativistiska post-Kepler-parametrar.
Dessa mätningar kräver känsliga radioteleskop och långtidsobservationer för att uppnå den precision som behövs för att separera olika effekter och följa långsamma förändringar i systemet.
Tester av allmänna relativitetsteorin
- Orbital deceleration och gravitationsstrålning: I system som PSR B1913+16 (Hulse–Taylor-pulsaren) observerades en gradvis minskning av omloppsperioden i överensstämmelse med energiförlust genom gravitationsvågor, vilket var ett starkt indirekt bevis för gravitationsstrålning.
- Periastronförskjutning: Den relativistiska förskjutningen av omloppspunkten kan mätas precis och jämföras med teorins förutsägelser.
- Shapiro-fördröjning: När pulssignalen passerar nära följeslagarens gravitationsfält upplever den en tidsfördröjning som kan användas för att bestämma systemets lutning och följeslagarens massa.
- Einstein-delay (gravitationsrödskift och tidsdilatation): Variationer i pulstiming orsakade av den varierande gravitationspotentialen i banan ger ytterligare tester av relativistiska effekter.
- Dubbelpulsaren PSR J0737-3039: Detta system med två observerbara pulsarer har möjliggjort flera oberoende och precisa tester av allmänna relativitetsteorin i starkfält, inklusive effekter kopplade till spins och tidssynkronisering mellan stjärnorna.
Viktiga exempel och historik
- PSR B1913+16 (Hulse–Taylor-pulsaren): Upptäckt 1974 och en av de första dubbla neutronstjärne‑systemen där orbital decay mättes — arbetet belönades med Nobelpriset i fysik 1993 för Russell Hulse och Joseph Taylor.
- PSR J0737-3039: Den dubbla pulsaren där båda komponenterna är observerbara som pulsarer. Systemet har gett mycket precisa tester av relativitetsteorin och unika möjligheter att studera pulsarernas magnetosfärer och interaktioner.
Betydelse
Studiet av binära pulsarer är centralt för både astronomi och fundamentala fysikfrågor. Förutom att testa allmänna relativitetsteorin ger dessa system information om neutronstjärnors massor och därmed om materiens tillstånd vid extrema tätheter. De fungerar också som laboratorier för att förstå stjärnors evolution i binära system och bidrar till vår förståelse av gravitationsvågskällor som senare observerats direkt av interferometriska detektorer.
Relativitetsprincipen
Två objekt som kretsar runt varandra gör det inte på absolut cirkulära banor, utan banorna är nästan alltid elliptiska. Så två gånger per krets är de närmast varandra och två gånger per krets är de längst bort. Detta är uppenbart för jorden och solen, men idén gäller i mycket större utsträckning.
När de två kropparna är nära varandra är gravitationsfältet starkare och tiden går långsammare. Med pulsarer förlängs tiden mellan pulserna (eller tickarna). När pulsarklockan färdas långsammare genom den svagaste delen av fältet återfår den tiden. Detta är en relativistisk tidsfördröjning. Det är skillnaden mellan vad man skulle förvänta sig att se om pulsaren rörde sig med konstant avstånd och hastighet runt sin följeslagare, och vad som faktiskt observeras.
Tvåpulser är ett av de få verktyg som forskarna har för att upptäcka gravitationsvågor. Einsteins allmänna relativitetsteori förutsäger att två neutronstjärnor skulle avge gravitationsvågor när de kretsar kring ett gemensamt masscentrum, vilket skulle föra bort bankraft och få de två stjärnorna att närma sig varandra. När de två stjärnkropparna närmar sig varandra kommer ofta en pulsar att absorbera materia från den andra, vilket orsakar en våldsam ackretionsprocess. Denna interaktion kan värma upp gasen som utbyts mellan kropparna och producera röntgenljus som kan verka pulserande, vilket gör att binära pulsarer ibland kallas för röntgenbinärer. Detta flöde av materia från en stjärnkropp till en annan är känt som en ackretionsskiva. Millisekundpulsarer (eller MSP:er) skapar ett slags "vind", som i fallet med binära pulsarer kan blåsa bort neutronstjärnornas magnetosfär och ha en dramatisk effekt på pulsutstrålningen.
Historia
Den första binära pulsaren, PSR B1913+16 eller "Hulse-Taylor binary pulsar", upptäcktes 1974 vid Arecibo av Joseph Taylor och Russell Hulse, som fick Nobelpriset i fysik 1993 för detta. Pulserna från detta system har sedan upptäckten följts med en noggrannhet på 15 μs utan störningar.
Nobelpriset 1993 tilldelades Joseph Taylor och Russell Hulse efter att de upptäckt två sådana stjärnor. När Hulse observerade en ny pulsar, PSR B1913+16, märkte han att frekvensen för dess pulsar fluktuerade. Man kom fram till att den enklaste förklaringen var att pulsaren kretsade mycket nära en annan stjärna med hög hastighet. Hulse och Taylor fastställde att stjärnorna var lika tunga genom att observera dessa pulssvängningar, vilket fick dem att tro att det andra rymdobjektet också var en neutronstjärna.
De observationer som gjordes av detta stjärnsystems banförfall stämde nästan perfekt överens med Einsteins ekvationer. Relativitetsteorin förutsäger att med tiden kommer ett binärt systems omloppsenergi att omvandlas till gravitationsstrålning. De data som Taylor och hans kollegor samlade in omloppsperioden för PRS B1913+16 stödde denna relativistiska förutsägelse. De rapporterade 1983 att det fanns en skillnad i den observerade minsta separationen mellan de två pulsarerna jämfört med den som förväntades om banavståndet hade varit konstant. Under det årtionde som följde på upptäckten hade systemets omloppstid minskat med cirka 76 miljondels sekund per år. Detta innebär att pulsaren närmade sig sin maximala separation mer än en sekund tidigare än vad den skulle ha gjort om omloppsbanan hade varit oförändrad. Senare observationer fortsätter att visa denna minskning.
Kumulativ förskjutning av periastronperioden i sekunder för det binära stjärnsystemet PSR B1913+16 när systemet förlorar energi genom gravitationsvågsemission. Röda punkter är experimentella data, och den blå linjen är den förskjutning som förutsägs av relativitetsteorin.
Frågor och svar
Fråga: Vad är en binär pulsar?
S: En binär pulsar är en pulsar med en binär följeslagare, ofta en vit dvärg eller neutronstjärna.
F: Vad är följeslagerstjärnan till en binär pulsar?
S: En binär pulsar har ofta en vit dvärg eller en neutronstjärna som följeslagare, men i åtminstone ett fall (dubbelpulsaren PSR J0737-3039) är följeslagerstjärnan också en annan pulsar.
F: Vilken betydelse har binära pulsarer för fysiken?
S: Binära pulsarer är viktiga inom fysiken eftersom de gör det möjligt för fysikerna att testa den allmänna relativitetsteorin i fallet med ett starkt gravitationsfält.
F: Är det möjligt att observera en binär pulsars följeslagarstjärna?
S: Vanligtvis är pulsarens följeslagarstjärna svår eller omöjlig att observera.
F: Hur kan man mäta tidpunkten för pulserna från en binär pulsar?
S: Tidpunkten för pulserna från en binär pulsar kan mätas med utomordentlig noggrannhet av radioteleskop.
F: Vad har binära pulsars tidsbestämning indirekt bekräftat?
S: Tidpunkterna för binära pulsar har indirekt bekräftat förekomsten av gravitationsstrålning.
F: Vilken teori har binär pulsartidning verifierat?
Svar: Binär pulsartid har verifierat Einsteins allmänna relativitetsteori.
Sök