Binär Pulsar: Pulsar med följeslagare

(I åtminstone ett fall, dubbelpulsaren PSR J0737-3039, är den åtföljande neutronstjärnan i sig själv en pulsar.) Binära pulsarer är ett av få objekt som tillåter fysiker att testa generell relativitet till följd av de starka gravitationsfälten i deras närhet. Även om den binära följeslagaren till pulsaren vanligtvis är svår eller omöjlig att observera direkt, kan dess närvaro härledas från själva pulsaren genom timingen av pulserna, som kan mätas med extraordinär noggrannhet med radioteleskop.

Den binära pulsaren PSR B1913+16 (eller "Hulse-Taylors binära pulsar") upptäcktes första gången 1974 i Arecibo av Joseph Hooton Taylor Jr. och Russel A. Hulse, för vilket de tilldelades Nobelpriset i fysik 1993. Då Hulse observerade den nyupptäckta pulsaren PSR B1913+16 märkte han att hastigheten med vilken den pulserade varierade regelbundet. Man drog slutsatsen att pulsaren kretsade mycket nära en annan stjärna med hög hastighet och att pulsperioden varierade på grund av dopplereffekten. När pulsaren rörde sig mot jorden, skulle pulserna vara mer frekventa och omvänt, när den rörde sig bort från jorden skulle färre upptäckas under en given tidsperiod. Man kan tänka på pulserna som "tickarna" på en klocka, där förändringar i tickandet är tecken på förändringar i pulsarernas hastighet mot och bort från jorden. Hulse och Taylor fastställde också att stjärnorna var ungefär lika massiva genom att observera dessa pulsfluktuationer, vilket fick dem att tro att det andra objektet också var en neutronstjärna. Pulser från detta system spåras nu till att ligga inom 15 μs. (Obs: Cen X-3 var faktiskt den första "binära pulsaren" som upptäcktes 1971, följt av Hennes X-1 1972)

Studiet av den binära pulsaren PSR B1913+16 ledde också till den första exakta bestämningen av neutronstjärnans massa med hjälp av relativistiska tidseffekter. När de två kropparna är i närheten är gravitationsfältet starkare, tidens gång saktas ner – och tiden mellan pulserna (eller tickarna) förlängs. När pulsarklockan sedan rör sig långsammare genom den svagaste delen av fältet återtar den tid. En speciell relativistisk effekt, tidsutvidgning, verkar runt omloppsbanan på liknande sätt. Denna relativistiska tidsfördröjning är skillnaden mellan vad man skulle förvänta sig att se om pulsaren rörde sig på ett konstant avstånd och hastighet runt dess följeslagare i en cirkulär bana, och vad som faktiskt observeras.

Före 2015 och driften av Advanced LIGO, var binära pulsarer var de enda verktygen forskare hade för att upptäcka bevis på gravitationsvågor. Einsteins allmänna relativitetsteori förutspår att två neutronstjärnor skulle avge gravitationsvågor när de kretsar kring ett gemensamt masscentrum, vilket skulle föra bort omloppsenergi och få de två stjärnorna att närma sig varandra och förkorta sin omloppsperiod. En 10-parametermodell som innehåller information om pulsartimingen, de kepleriska banorna och tre efter-kepleriska korrigeringar (hastigheten för periastronuppgång, en faktor för gravitationell rödförskjutning och tidsutvidgning och en förändringshastighet för omloppsperioden från gravitationsstrålningsemission) är tillräckligt för att fullständigt modellera den binära pulsartimingen.

Mätningarna som gjordes av omloppssönderfallet av PSR B1913+16-systemet var en nästan perfekt matchning med Einsteins ekvationer. Relativitet förutspår att ett binärt systems omloppsenergi med tiden kommer att omvandlas till gravitationsstrålning. Data som samlats in av Taylor och Joel M. Weisberg och deras kollegor från omloppsperioden för PSR B1913+16 stödde denna relativistiska förutsägelse. De rapporterade 1982 och därefter att det fanns en skillnad i den observerade minsta separationen av de två pulsarerna jämfört med vad som förväntades om banseparationen hade förblivit konstant. Under decenniet efter upptäckten hade systemets omloppsperiod minskat med cirka 76 miljondelar av en sekund per år. Detta betyder att pulsen närmade sig dess maximala separation mer än en sekund tidigare än den skulle ha gjort om banan hade förblivit densamma. Senare observationer fortsätter att visa denna minskning.

En medelmassig binär pulsar (IMBP) är ett pulsar-vit dvärg med en relativt lång rotationsperiod på 10–200 millisekunder bestående av en vit dvärg med en relativt hög massa på ca ${\displaystyle \,\geq 0.4M_{\odot }.}$  Rotationsperiod, magnetfältstyrka och omloppsexcentricitet för IMBP:er är betydligt större än för lågmassiga binära pulsarer (LMBP). År 2014 fanns det färre än 20 kända IMBP. Exempel på IMBP är PSR J1802-2124 och PSR J2222−0137.

Det binära systemet PSR J2222−0137 har en omloppsperiod på cirka 2,45 dygn och finns på ett avstånd av 267+1.2-0.9 pc (ungefär 870 ljusår), vilket gör det till det näst närmaste kända binära pulsarsystemet (2014) och en av de närmaste pulsarerna och neutronstjärnorna. Den relativt högmassiga pulsaren (1.831 ${\displaystyle \pm }$  0.010 ${\displaystyle M_{\odot }}$ ) har en följeslagare PSR J2222−0137 B med en minimimassa på cirka 1,3 solmassor (1.319 ${\displaystyle \pm }$  0.004 ${\displaystyle M_{\odot }}$ ). Detta innebar att följeslagaren är en massiv vit dvärg (endast cirka 8 procent av vita dvärgar har en massa ${\displaystyle \,\geq 0.9M_{\odot }}$ ), vilket skulle göra systemet till en IMBP. Även om initiala mätningar gav en massa på cirka en solmassa för PSR J2222−0137 B, visade senare observationer att det faktiskt är en vit dvärg med hög massa och även en av de svalaste kända vita dvärgarna, med en temperatur lägre än 3 000 K. PSR J2222−0137 B är sannolikt kristalliserad, vilket leder till att denna vita dvärg i jordstorlek beskrivs som en "diamantstjärna", liknande den vita dvärgens följeslagare till PSR J1719-1438, som ligger cirka 4 000 ljusår bort.

Ibland sväller den relativt normala följeslagaren i en binär pulsar upp till den grad att den överför sina yttre skikt på pulsaren. Denna interaktion kan värma gasen som byts ut mellan kropparna och producera röntgenstrålning, som kan se ut att pulsera, i en process som kallas det binära röntgensteget. Flödet av materia från en stjärnkropp till en annan leder ofta till skapandet av en ackretionsskiva kring mottagarstjärnan.

Pulsarer skapar också "vind" av relativistiskt utströmmande partiklar, som i fallet med binära pulsarer kan blåsa bort magnetosfären hos dess följeslagare och ha en dramatisk effekt på pulsemissionen.

• PSR B1913+16 – Pulsar i stjärnbilden Örnen
• PSR J0737+3039 – Dubbelpulsar i stjärnbilden Akterskeppet
• Square Kilometre Array – Radioteleskop under uppbyggnad i Australien och Sydafrika

Den här artikeln är helt eller delvis baserad på material från engelskspråkiga Wiki, Binary pulsar, 22 november 2022.

Noter

•   Wiki Commons har media som rör Binär pulsar.
  Bilder & media
• Nobel Prize for the binary pulsar discovery
• Neutron Star Masses Arkiverad 2012-10-17
• D. Lorimer (2008). ”Binary and millisecond pulsars”. Living Reviews in Relativity 11 (1): sid. 8. doi:10.12942/lrr-2008-8. PMID 28179824. PMC: 5256074. https://link.springer.com/article/10.12942/lrr-2008-8. 
• C. Will (2001). ”The confrontation between general relativity and experiment”. Living Reviews in Relativity 4 (1): sid. 4. doi:10.12942/lrr-2001-4. PMID 28163632. PMC: 5253802. https://link.springer.com/article/10.12942/lrr-2001-4. 
• I. H. Stairs (2009). ”Binary pulsars and tests of general relativity”. Proceedings of the International Astronomical Union 5: sid. 218–227. doi:10.1017/S1743921309990433.