바이너리 펄서

Binary pulsar
바이너리 펄서에 대한 아티스트의 인상

쌍성 펄서는 동반성이 있는 펄서이며, 종종 백색왜성 또는 중성자성입니다(적어도 이중 펄서 PSR J0737-3039의 경우 동반 중성자성 역시 다른 펄서입니다).바이너리 펄서는 물리학자들로 하여금 근방의 강한 중력장 때문에 일반 상대성을 시험할 수 있게 해주는 몇 안 되는 물체 중 하나이다.펄서의 쌍성은 일반적으로 직접 관측하기 어렵거나 불가능하지만, 펄서 자체의 펄스의 타이밍을 통해 추정할 수 있으며, 이는 전파 망원경으로 매우 정확하게 측정할 수 있습니다.

역사

이원 펄서 PSR B1913+16 (또는 "헐스-테일러 쌍성 펄서")는 1974년 아레시보에서 조지프 후튼 테일러 주니어와 러셀 헐스에 의해 처음 발견되었고, 이 공로로 1993년 노벨 물리학상을 수상했다.헐스는 새로 발견된 펄서 PSR B1913+16을 관찰하는 동안 펄스가 주기적으로 펄스를 일으키는 속도가 다르다는 것을 알게 되었습니다.펄서는 다른 별 주위를 매우 가까운 속도로 돌고 있었고, 펄서가 지구를 향해 움직일수록 펄스는 더 자주 발생하게 될 것이고, 반대로 지구에서 멀어질수록 더 적은 수의 펄서가 감지될 것이라는 도플러 효과로 인해 펄서 주기가 변화하게 될 것이라는 결론이 내려졌다.사람들은 시계의 똑딱이처럼 펄스를 생각할 수 있다; 똑딱거리는 것의 변화는 지구를 향해 그리고 지구를 향해 멀어지는 맥동 속도의 변화를 나타낸다.헐스와 테일러는 또한 이러한 펄스 변동을 관찰함으로써 별들이 거의 똑같이 질량이 크다는 것을 알아냈고, 이는 다른 물체도 중성자 별이라고 믿게 만들었다.현재 이 시스템의 펄스는 15μs 이내로 추적되고 있습니다(참고: Cen X-3은 실제로 1971년에 발견된 첫 번째 "이진 펄서"였고, 이어서 1972년에 Her X-1이 발견되었습니다).

PSR B1913+16 쌍성 펄서의 연구는 상대론적 타이밍 [2]효과를 이용하여 중성자별 질량을 처음으로 정확하게 측정하게 했다.두 물체가 가까이 있을 때, 중력장은 더 강해지고, 시간의 흐름은 느려지며, 펄스(또는 진드기) 사이의 시간은 길어집니다.그리고 펄서 시계가 필드의 가장 약한 부분을 더 느리게 이동하면서 시간을 되찾습니다.특수 상대론적 효과인 시간 연장은 궤도에서 비슷한 방식으로 작용합니다.이 상대론적 시간 지연은 펄서가 원형 궤도에서 동반성 주위를 일정한 거리와 속도로 이동한다면 예상되는 것과 실제로 관측되는 것의 차이입니다.

이전에 2015년까지 및 고급 LIGO,[3]2진 맥동성의 운영은 유일한 도구들 과학자들, 중력파의 증거를 간파할;일반 상대성 아인슈타인의 이론으로 그들은 질량의 이 두 스타를 일으키궤도 에너지를 가져가 버릴 수 있는 공통의 중심, 주위를 도는데 두 중성자 별 중력과 함께 전파를 방출한다는 것으로 전망하고 있었다.로.서로 가까워지고 공전 주기를 단축할 수 있습니다.펄서 타이밍, 케플러 궤도 및 케플러 이후의 세 가지 보정(근일점 진행 속도, 중력 적색 편이 및 시간 팽창 계수, 중력 복사 방출에 따른 궤도 주기의 변화 속도)에 대한 정보를 포함하는 10개의 매개 변수 모델은 쌍성 pu를 완전히 모델링하기에 충분하다.lsar [4][5]타이밍

PSR B1913+16 시스템의 궤도 붕괴에 대한 측정은 아인슈타인의 방정식과 거의 완벽하게 일치했다.상대성 이론은 시간이 지남에 따라 쌍성계의 궤도 에너지가 중력 방사선으로 바뀔 것이라고 예측한다.Taylor와 Joel M이 수집한 데이터입니다.PSR B1913+16의 궤도 주기에 대한 바이스버그와 동료들은 이 상대론적 예측을 지지했다. 1982년에[1][6] 그들은[2] 궤도 분리가 일정하게 유지된다면 예상되는 것과 비교하여 관측된 두 펄사의 최소 분리 차이가 있다고 보고했다.발견 후 10년 동안 이 시스템의 공전 주기는 매년 약 7천 6백만 분의 1초씩 감소했습니다. 이는 펄서가 궤도가 같았을 때보다 1초 이상 빨리 최대 거리에 도달했음을 의미합니다.후속 관찰 결과에서도 이러한 감소가 계속 나타납니다.

중간 질량 쌍성 펄서

안중간질량쌍성펄서(IMBP)는 약 의 비교적 높은 질량을 가진 백색왜성으로 구성된 약 10 - 의 비교적 긴 회전주기를 가진 펄서-흰색왜성 쌍성계이다[7]IMBP의 스핀 주기, 자기장 강도 및 궤도 편심률은 저질량 바이너리 펄서(LMBP)[7]보다 상당히 크다.2014년 현재 알려진 IMBP는 [8]20개 미만입니다.IMBP의 예로는 PSR J1802-2124[7] 및 PSR J2222-0137이 [8]있습니다.

쌍성계 PSR J2222-0137의 공전 주기는 약 2.45일이며 267pc+1.2
-0.9(약 870광년) 거리에서 발견되며, 알려진 쌍성계 중 두 번째로 가깝고(2014년 기준) 펄서와 중성자별 [8]중 가장 가까운 것으로 알려져 있다.비교적 질량이 큰 펄서(1.831 \ 0. {\는 최소 질량이 약 1.3 태양질량(1.319± \ 0. )인 동반성 PSR J2222222-2137 B를 가지고 있다.이는 동반성이 질량이 큰 백색왜성이라는 것을 의미한다(백색왜성의 약 8%만이 질량이 \0.).를 지정하면 시스템이 IMBP가 됩니다.초기 측정 결과 PSR J2222-0137 [8]B의 질량은 약 1 태양질량이었지만, 나중에 관측한 결과 실제로는 질량이 큰 백색왜성이며[9] 온도가 3,000K [8]미만인 것으로 알려진 가장 차가운 백색왜성 중 하나인 것으로 밝혀졌다.PSR J2222-0137 B는 결정화되어 있어 이 지구 크기의 백색왜성은 약 4,000광년 [11]떨어진 곳에 있는 PSR J1719-1438의 백색왜성과 유사한 "다이아몬드 별"[10]로 묘사된다.

영향들

때때로 쌍성 펄서의 비교적 정상적인 동반성은 펄서 위로 외부 층을 덤프할 정도로 부풀어 오릅니다.이 상호작용은 물체 사이에 교환되는 가스를 가열하고 X선 이진 단계라고 불리는 과정에서 맥동하는 것처럼 보일 수 있는 X선 빛을 만들어 낼 수 있습니다.물질의 흐름이 한 별에서 다른 별로 흐르면서 받는 별 주위에 강착 원반이 형성되는 경우가 많습니다.

펄사는 또한 상대론적으로 유출되는 입자의 "바람"을 발생시키는데, 이진 펄사의 경우 동반자의 자기권을 날려버리고 펄스 방출에 극적인 영향을 미칠 수 있습니다.

「 」를 참조해 주세요.

레퍼런스

  1. ^ 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. arXiv:1011.0718. Bibcode:2010ApJ...722.1030W. doi:10.1088/0004-637X/722/2/1030. S2CID 118573183.
  2. ^ 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.
  3. ^ 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. arXiv:1602.03837. Bibcode:2016PhRvL.116f1102A. doi:10.1103/PhysRevLett.116.061102. PMID 26918975. S2CID 124959784.
  4. ^ Weisberg, J. M.; Taylor, J. H.; Fowler, L. A. (October 1981). "Gravitational waves from an orbiting pulsar". Scientific American. 245 (4): 74–82. Bibcode:1981SciAm.245d..74W. doi:10.1038/scientificamerican1081-74.
  5. ^ "Prof. Martha Haynes Astro 201 Binary Pulsar PSR 1913+16 Website".
  6. ^ 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.
  7. ^ a b c Chen, W.-C.; Li, X.-D.; Xu, R.-X. (2011). "He star evolutionary channel to intermediate-mass binary pulsar PSR J1802-2124". Astronomy & Astrophysics. 530: A104. arXiv:1105.1046. doi:10.1051/0004-6361/201116532. ISSN 0004-6361.
  8. ^ a b c d e Kaplan, David L.; Boyles, Jason; Dunlap, Bart H.; Tendulkar, Shriharsh P.; Deller, Adam T.; Ransom, Scott M.; McLaughlin, Maura A.; Lorimer, Duncan R.; Stairs, Ingrid H. (2014). "A 1.05 M⊙ Companion to PSR J2222-0137: The Coolest Known White Dwarf?". The Astrophysical Journal. 789 (2): 119. arXiv:1406.0488v1. doi:10.1088/0004-637X/789/2/119. ISSN 0004-637X.
  9. ^ a b Guo, Y. J.; Freire, P. C. C.; Guillemot, L.; Kramer, M.; Zhu, W. W.; Wex, N.; McKee, J. W.; Deller, A.; Ding, H.; Kaplan, D. L.; Stappers, B.; Cognard, I.; Miao, X.; Haase, L.; Keith, M.; Ransom, S. M.; Theureau, G. (2021). "PSR J2222−0137. I. Improved physical parameters for the system". Astronomy & Astrophysics. 654: A16. arXiv:2107.09474. Bibcode:2021A&A...654A..16G. doi:10.1051/0004-6361/202141450. S2CID 236134389.
  10. ^ Drake, Nadia (24 June 2014). "Astronomers Find Slow-Cooked Diamond the Size of Earth". National Geographic.
  11. ^ Fazekas, Andrew (26 August 2011). ""Diamond" Planet Found; May Be Stripped Star". National Geographic.

외부 링크

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