AlegsaOnline.com

Pulsar binarny — definicja, przykłady i testy ogólnej teorii względności

Pulsar binarny: definicja, słynne przykłady (np. PSR J0737-3039) i jak precyzyjne pomiary pulsarów testują ogólną teorię względności i fale grawitacyjne.

Autor: Leandro Alegsa Data utworzenia: 20 kwietnia 2021 Ostatnia aktualizacja: 23 lutego 2026

en.wikipedia.org · Attribution

Pulsar podwójny to pulsar z towarzyszem, często białym karłem lub gwiazdą neutronową. W co najmniej jednym przypadku, podwójnego pulsara PSR J0737-3039, gwiazda towarzysząca jest również innym pulsarem.

Pulsary podwójne są jednymi z niewielu obiektów, które pozwalają fizykom na testowanie ogólnej teorii względności w przypadku silnego pola grawitacyjnego. Mimo, że binarny towarzysz pulsara jest zazwyczaj trudny lub niemożliwy do zaobserwowania, czas emisji impulsów z pulsara może być mierzony z niezwykłą dokładnością przez radioteleskopy. Pomiary czasu pulsarów binarnych pośrednio potwierdziły istnienie promieniowania grawitacyjnego i zweryfikowały ogólną teorię względności Einsteina.

Jak powstaje pulsar binarny i jakie ma to znaczenie

Pulsary binarne powstają w wyniku ewolucji układów podwójnych masywnych gwiazd. Po wybuchu supernowej jedna z gwiazd może pozostać jako gwiazda neutronowa — pulsar. Jeżeli układ przetrwa eksplozję, dalsza ewolucja (np. akrecja materii) może „przyspieszyć” rotację pulsara, tworząc tzw. milisekundowego pulsara. Towarzysz może być białym karłem, drugą gwiazdą neutronową albo rzadziej gwiazdą normalną. Układy te są cennymi laboratoriami astrofizycznymi, ponieważ dynamika binarna i efekty relatywistyczne w silnym polu grawitacyjnym ujawniają informacje o masach, strukturze i historii układu.

Przykłady ważnych układów

PSR B1913+16 (tzw. pulsar Hulse–Taylora) — pierwszy odkryty układ podwójny pulsar–gwiazda neutronowa. Obserwacje tego układu wykazały zmniejszanie się okresu orbitalnego zgodnie z przewidywaniami emisji fal grawitacyjnych; odkrycie to przyniosło w 1993 r. Nagrodę Nobla w dziedzinie fizyki.
PSR J0737-3039 — jedyny znany układ, w którym obie składowe są obserwowalnymi pulsarami. Krótki okres orbitalny (~2,4 godziny) i możliwość pomiaru wielu niezależnych parametrów relatywistycznych uczyniły go unikalnym testem ogólnej teorii względności w silnym polu.
Inne układy pulsar–biały karzeł umożliwiają precyzyjne wyznaczanie mas i testy równoważności oraz alternatywnych teorii grawitacji.

Jak się mierzy i co można sprawdzić

Metodą kluczową jest pulsar timing — pomiar czasu nadejścia impulsów radiowych z bardzo dużą dokładnością (często rzędu mikrosekund lub lepszym). Z analizy odchyleń fazy względem modelu orbitalnego wyznacza się tzw. post‑Keplerowskie parametry (np. przyspieszenie perycentrum, spowolnienie czasowe związane z grawitacją, czy efekt Shapiro). Do najważniejszych obserwowanych efektów relatywistycznych należą:

postęp perycentrum (advance of periastron),
grawitacyjny przesunięcie częstotliwości i czasoprzestrzenne opóźnienie (parametr γ),
opóźnienie Shapiro (parametry r i s) przy przejściu sygnału w pobliżu towarzysza,
zmiana okresu orbitalnego (Ṗ) wynikająca z emisji fal grawitacyjnych,
precesja spinowa (geodetic precession) obserwowana jako zmiana kształtu profilu impulsu.

Znaczenie dla ogólnej teorii względności i astrofizyki

Pomiary w wielu układach binarnych potwierdziły przewidywania ogólnej teorii względności z dużą dokładnością. Najsłynniejszym wynikiem jest zgodność obserwowanej utraty energii orbitalnej (Ṗ) z przewidywaniami emisji fal grawitacyjnych. Dzięki temu pulsary binarne dały pierwsze pośrednie dowody na istnienie fal grawitacyjnych, co w późniejszym czasie zostało uzupełnione bezpośrednimi detekcjami przez interferometry takie jak LIGO/Virgo.

Pulsary binarne pozwalają także na precyzyjny pomiar mas gwiazd neutronowych, co ma konsekwencje dla badań gęstości materii jądra neutronowego i równania stanu materii w warunkach ekstremalnych. Dodatkowo obserwacje tych układów ograniczają dopuszczalny zakres alternatywnych teorii grawitacji (np. teorie skalarno‑tensorowe) oraz testują zasady takie jak równoważność silna.

Podsumowanie

Pulsary binarne to wyjątkowe naturalne laboratoria do testowania fizyki grawitacji i właściwości materii w ekstremalnych warunkach. Dzięki bardzo precyzyjnemu pomiarowi czasu impulsów możliwe jest badanie efektów relatywistycznych, pomiar mas i historia ewolucji układów podwójnych. Obserwacje te wciąż dostarczają nowych ograniczeń dla teorii grawitacji i pogłębiają naszą wiedzę o gwiazdach neutronowych i procesach astrofizycznych.

Względność

Dwa obiekty krążące wokół siebie nie robią tego po absolutnie kołowych ścieżkach. ścieżki są praktycznie zawsze eliptyczne. Zatem dwa razy na jeden obieg są najbliżej i dwa razy na jeden obieg są najdalej. Jest to oczywiste w przypadku Ziemi i Słońca, ale idea ta ma znacznie szersze zastosowanie.

Gdy dwa ciała są blisko siebie, pole grawitacyjne jest silniejsze, a upływ czasu spowolniony. W przypadku pulsarów, czas pomiędzy pulsami (lub tyknięciami) wydłuża się. Gdy zegar pulsara porusza się wolniej przez najsłabszą część pola, odzyskuje czas. Jest to relatywistyczne opóźnienie czasowe. Jest to różnica pomiędzy tym, co można by zaobserwować, gdyby pulsar poruszał się w stałej odległości i ze stałą prędkością wokół swojego towarzysza, a tym, co faktycznie jest obserwowane.

Pulsary podwójne są jednym z niewielu narzędzi, jakimi dysponują naukowcy, aby wykryć dowody na istnienie fal grawitacyjnych. Ogólna teoria względności Einsteina przewiduje, że dwie gwiazdy neutronowe będą emitować fale grawitacyjne podczas ich orbitowania wokół wspólnego środka masy, które będą przenosić energię orbitalną i spowodują, że obie gwiazdy zbliżą się do siebie. Gdy dwa ciała gwiazdowe zbliżają się do siebie, często jeden pulsar pochłania materię z drugiego, powodując gwałtowny proces akrecji. To oddziaływanie może podgrzewać gaz wymieniany między ciałami i wytwarzać światło rentgenowskie, które może sprawiać wrażenie pulsowania, co powoduje, że pulsary podwójne są czasami określane jako rentgenowskie układy podwójne. Ten przepływ materii z jednego ciała gwiezdnego do drugiego znany jest jako dysk akrecyjny. Pulsary milisekundowe (lub MSP) tworzą swego rodzaju "wiatr", który w przypadku pulsarów podwójnych może zdmuchnąć magnetosferę gwiazd neutronowych i mieć dramatyczny wpływ na emisję pulsów.

Historia

Pierwszy pulsar podwójny, PSR B1913+16 lub "pulsar podwójny Hulse-Taylor" został odkryty w 1974 roku w Arecibo przez Josepha Taylora i Russella Hulse'a, za co otrzymali oni w 1993 roku NagrodęNobla w dziedzinie fizyki. Od czasu jego odkrycia impulsy z tego układu są śledzone z dokładnością do 15 μs.

Nagrodę Nobla w 1993 roku otrzymali Joseph Taylor i Russell Hulse po odkryciu dwóch takich gwiazd. Kiedy Hulse obserwował nowego pulsara, nazwanego PSR B1913+16, zauważył, że częstotliwość jego pulsowania zmienia się. Stwierdzono, że najprostszym wyjaśnieniem jest to, że pulsar krąży wokół innej gwiazdy bardzo blisko z dużą prędkością. Hulse i Taylor ustalili, że gwiazdy są jednakowo ciężkie, obserwując fluktuacje pulsacji, co doprowadziło ich do przekonania, że ten drugi obiekt kosmiczny jest również gwiazdą neutronową.

Obserwacje rozpadu orbitalnego tego układu gwiazd niemal idealnie pasowały do równań Einsteina. Względność przewiduje, że z czasem energia orbitalna układu podwójnego zostanie zamieniona na promieniowaniegrawitacyjne. Zebrane przez Taylora i jego współpracowników dane dotyczące okresu orbitalnego PRS B1913+16 potwierdziły to relatywistyczne przewidywanie. W 1983 roku donieśli oni, że istnieje różnica w obserwowanej minimalnej separacji obu pulsarów w porównaniu do tej, której należałoby się spodziewać, gdyby separacja orbitalna pozostała stała. W ciągu dekady po odkryciu systemu okres orbitalny zmniejszył się o około 76 milionowych części sekundy na rok. Oznacza to, że pulsar zbliżał się do swojej maksymalnej separacji o ponad sekundę wcześniej niż miałoby to miejsce, gdyby orbita pozostała niezmieniona. Późniejsze obserwacje nadal wykazują ten spadek.

Skumulowane przesunięcie okresu periastronu w sekundach dla układu podwójnego gwiazd PSR B1913+16 w miarę utraty energii przez ten układ w wyniku emisji fal grawitacyjnych. Czerwone punkty to dane eksperymentalne, a niebieska linia to przesunięcie przewidywane przez względność.

Pytania i odpowiedzi

P: Co to jest pulsar binarny?

O: Pulsar binarny to pulsar z towarzyszem binarnym, często białym karłem lub gwiazdą neutronową.

P: Jaka jest gwiazda towarzysząca pulsarowi binarnemu?

O: Gwiazdą towarzyszącą pulsarowi podwójnemu jest często biały karzeł lub gwiazda neutronowa, ale w co najmniej jednym przypadku (pulsar podwójny PSR J0737-3039) gwiazdą towarzyszącą jest również inny pulsar.

P: Jakie jest znaczenie pulsarów podwójnych w fizyce?

O: Pulsary podwójne mają znaczenie w fizyce, ponieważ pozwalają fizykom testować ogólną względność w przypadku silnego pola grawitacyjnego.

P: Czy można zaobserwować gwiazdę towarzyszącą pulsarowi podwójnemu?

O: Zazwyczaj gwiazda towarzysząca pulsarowi jest trudna lub niemożliwa do zaobserwowania.

P: Jak można zmierzyć czas trwania impulsów z pulsara podwójnego?

O: Czas trwania impulsów pulsara podwójnego może być mierzony z niezwykłą dokładnością przez teleskopy radiowe.

P: Co pośrednio potwierdza czas pulsara binarnego?

O: Pomiar czasu pulsarów podwójnych pośrednio potwierdza istnienie promieniowania grawitacyjnego.

P: Jaka teoria została zweryfikowana przez binarny pulsar timing?

O: Pomiar czasu pulsarów binarnych zweryfikował ogólną teorię względności Einsteina.