Двојни пулсар
Двојни пулсар је систем који се састоји од пулсара и пратеће звезде или компактног звезданог остатка (други пулсар, бели патуљак, црна рупа) који су довољно близу да међусобно буду везани јаком гравитационом интеракцијом. Двојни пулсари одашиљу импулсе који на нашу планету стижу у кратким периодима велике прецизности који се мере радио телескопима.
Пулсар и његова двојна компонента круже око заједничког центра масе по својим, међусобно различитим, елиптичким орбитама. Кретање по орбитама је у складу са Кеплеровим законима.[1]
Двојни пулсари због својих јаких гравитационих поља имају велики значај за експериментално проучавање опште теорије релативности. За њихово откриће је 1993. године додељена Нобелова награда из физике.[2]
Проналазак и детекција[уреди | уреди извор]
Двојни пулсари су откривени 1974. године помоћу радио-телескопа Арецибо, а открили су га Расел Халс и Џозеф Тејлор, који су за ово откриће добили Нобелову награду из физике 1993. године. Најзапаженији од четрдесетак двојних пулсара откривених тим посматрањем био је двојни пулсар назван ПСР 1913+16 (пулсари се називају по својим координатама), а његова бинарна орбита откривена је на основу симетричних варијација примљених периодичних сигнала[1], на основу Доплеровог помака у радио фреквентном спектру.[3] Измерене су одступања од 0,059 с од периода на сваких 7,75 сати, што је објашњено да се пулсар највероватније окреће око неког другог тела са тим периодом.[4] Када се пулсар креће у смеру ка Земљи, фреквенција импулса расте у односу на средњу вредност и обрнуто. Друго тело у систему поред пулсара, пошто се његово зрачење не региструје, мора бити тамно тело (угашена неутронска звезда, бели патуљак слабог зрачења) или други пулсар чији сноп зрачења не погађа Земљу.
Двојни пулсари су објекти који се тешко детектују. Њихова детекција се, пре свега, врши преко X зрачења у системима где је пратилац звезда. Зрачење настаје механизмом акреције, тј. процесом у ком гас са звезде привучен гравитацијом пулсара претиче ка пулсару и ствара брзо-ротирајући диск око њега (акрециони диск) који зрачи. Код пулсара чији је пратилац компактни звездани остатак немогућ је механизам акреције, па ови пулсари зраче једино у радио-спектру, што додатно отежава њихову детекцију.
Особине двојних пулсара[уреди | уреди извор]
Карактеристичне особине двојних пулсара проистичу из јаке гравитационе интеракције и карактеристичних особина пратиоца.
Основна особина двојних пулсара по којој се и утврђује двојност система су варијације у учесталости радио импулса који пулсар шаље. Сваки млад пулсар (који је и једини детектибилни пулсар) емитује радио-зрачење у уском просторном углу око осе различите од његове осе ротације. Телескопима се детектују периодични импулси у тренуцима кад је оса зрачења уперена ка земљи. Периода ових импулса једнак је периоду ротације усамљеног пулсара око своје осе. У двојном систему пулсар заједно за пратиоцем ротира и око заједничког центра масе, што доводи до варијација у учесталости радио импулса.[1]
Еволуција двојног пулсара[уреди | уреди извор]
Откриће које је коренито променило до тада прихваћену теорију о еволуцији пулсара било је откриће ултрабрзог пулсара ПСР 1937+21 са најкраћим периодом познатим до данас, који износи 1,56 мс, тј. 642 обртаја у секунди, што показује да је он много млађи од свих до сада пронађених пулсара.
Пулсар рођењем стиче јако магнетно поље које успорава његову ротацију (за око 4x10-8 с дневно). Са старењем, поред успорења ротације, пулсару слаби и магнетно поље и он се временом гаси, тј. престаје да емитује било какво зрачење. Међутим, код пулсара у тесно двојним системима постоји феномен трансфера масе који их може реинкарнирати.[5]
Тесно двојни системи[уреди | уреди извор]
Ако је друга компонента у систему двојног пулсара звезда, око пулсара се временом образује акрециони диск и падањем честица са диска на пулсар, он временом добија масу и момент импулса и убрзава се као чигра. Код спорих процеса акреције, магнетно поље пулсара толико слаби током времена да се он може убрзати до огромних брзина, те може поново да почне да емитује радио таласе и враћа се у живот као ултрабрзи пулсар са слабим магнетним пољем. За то време је и његова друга компонента, од звезде, преко фазе џина, постала бели патуљак.
После уочене могућности реинкарнације пулсара, критеријум за одређивање старости пулсара постала је јачина магнетног поља, а не брзина ротације, као до тада.[5]
Подела[уреди | уреди извор]
Основне класе двојних пулсара су:[6]
- Ексцентрични двојни пулсари великих маса – пулсари чије су масе реда величине 10 маси Сунца, ексцентричних су орбита и са веома дугим периодом који може трајати од неколико недеља до неколико година.
- Двојни пулсари кружних орбита са белим патуљком – двојна компонента ових пулсара је бели патуљак, пулсар је реинкарниран, најчешће је милисекундног периода и кружне орбите.
- Двојни пулсари од две неутронске звезде – двојни пулсари са кратким орбиталним периодом и ексцентричним орбитама. Помоћу њих се врше најпрецизнији и најјачи тестови доказа опште теорије релативности.
- Систем пулсара са белим патуљком у ексцентричној орбити – овакви системи обично садрже млади и нерециклирани пулсар у орбити са белим патуљком. Имају посебну еволуцију, зато што овде обе компоненте система нису исте старости, него је сам пулсар настао много касније.
- Дупли пулсари – двојни пулсар чије су обе компоненте активни пулсари. Први овакав систем је откривен 2003. године. Заједно са системом од две неутронске звезде, дупли двојни пулсар има највећу улогу у експерименталним испитивањима Ајнштајнове теорије релативности.[7][8]
Примена[уреди | уреди извор]
Помоћу двојних пулсара су проверене многе претпоставке опште теорије релативности, за шта је било потребно осматрати неки систем са много јачим гравитационим пољем од оног у Сунчевом систему. С циљем потврде ОТР-а, међу првим посматрањима ван Сунчевог система било је кретање периастрона на орбити двојног пулсара ПСР 1913+16. Овим посматрањем је потврђено постојање гравитационог зрачења, тј. губитка енергије у виду гравитационих таласа како је предвиђено Ајнштајновом општом теоријом релативитета.[5]
Види још[уреди | уреди извор]
Референце[уреди | уреди извор]
- ^ а б в Бинарни пулсар 1913+16, Корнел Универзитет, приступљено 25. децембар 2014.
- ^ Откриће двојног пулсара, официјелни сајт Нобелове награде; приступљено: 27. децембар 2014.
- ^ Бинарни пулсари као тест опште теорије релативности, приступљено 25. децембар 2014.
- ^ Двојни пулсари и запажање гравитационог зрачења, M. С. Паолетти; приступљено: 27. децембар 2014.
- ^ а б в Пулсари у ТДС и реинкарнација пулсара Архивирано на сајту Wayback Machine (27. децембар 2014), приступљено 27. децембар 2014.
- ^ Бинарни пулсари, Енциклопедија астрономије САО, приступљено: 25. децембар 2014.
- ^ Wеисберг, Ј. M.; Таyлор, Ј. Х.; Фоwлер, L. А. (октобар 1981). „Гравитатионал wавес фром ан орбитинг пулсар”. Сциентифиц Америцан. 245: 74—82. Бибцоде:1981СциАм.245...74W. дои:10.1038/сциентифицамерицан1081-74.
- ^ „Проф. Мартха Хаyнес Астро 201 Бинарy Пулсар ПСР 1913+16 Wебсите”.
Литература[уреди | уреди извор]
- Вукићевић-Карабин, Мирјана; Атанацковић, Олга (2010). Општа астрофизика. Завод за уџбенике и наставна средства. стр. 158—162. ИСБН 978-86-17-16947-1.
Додатна литература[уреди | уреди извор]
- D. Лоример (2008). „Бинарy анд миллисецонд пулсарс”. Ливинг Рев. Релативитy. 8. Архивирано из оригинала 12. 9. 2015. г. Приступљено 7. 11. 2015.
- C. Wилл (2001). „Тхе цонфронтатион бетwеен генерал релативитy анд еxперимент”. Ливинг Рев. Релативитy. 4: 4. Бибцоде:2001ЛРР.....4....4W. арXив:гр-qц/0103036
. - I. Х. Стаирс. Бинарy пулсарс анд тестс оф генерал релативитy. Процеедингс оф тхе Интернатионал Астрономицал Унион. 5. стр. 218—227. дои:10.1017/С1743921309990433.
