Púlsar de Hulse-Taylor

El púlsar de Hulse-Taylor (conocido como PSR B1913+16 , PSR J1915+1606 o PSR 1913+16 ) es un sistema estelar binario compuesto por una estrella de neutrones y un púlsar que orbitan alrededor de su centro de masa común . Es el primer púlsar binario descubierto.

El púlsar fue descubierto por Russell Alan Hulse y Joseph Hooton Taylor Jr. , de la Universidad de Massachusetts Amherst en 1974. Su descubrimiento del sistema y su análisis les valieron el Premio Nobel de Física de 1993 "por el descubrimiento de un nuevo tipo de púlsar, un descubrimiento que ha abierto nuevas posibilidades para el estudio de la gravitación". ^{[ 8 ]}

Utilizando la antena parabólica de Arecibo de 305 m, Hulse y Taylor detectaron emisiones de radio pulsadas y, por lo tanto, identificaron la fuente como un púlsar, una estrella de neutrones altamente magnetizada que gira rápidamente . La estrella de neutrones rota sobre su eje 16,94 veces por segundo; por lo tanto, el período del pulso es de 59,03 milisegundos .

Tras cronometrar los pulsos de radio durante un tiempo, Hulse y Taylor observaron una variación sistemática en su tiempo de llegada. A veces, los pulsos se recibían un poco antes de lo previsto; otras veces, después. Estas variaciones se producían de forma gradual y repetitiva, con un periodo de 7,7519 horas. Se percataron de que este comportamiento se predice si el púlsar se encuentra en una órbita binaria con otra estrella, que posteriormente se confirmó que era otra estrella de neutrones. ^{[ 9 ]}

El púlsar y su estrella de neutrones compañera describen órbitas elípticas alrededor de su centro de masa común. El período de su órbita es de 7,7519 horas, y se cree que ambas estrellas de neutrones tienen una masa casi idéntica, de aproximadamente 1,4 masas solares . Solo se han detectado emisiones de radio en una de ellas.

La separación mínima en el periastro es de aproximadamente 1,1 radios solares ; la separación máxima en el apoastro es de 4,8 radios solares. La órbita está inclinada unos 45 grados con respecto al plano del cielo. La orientación del periastro cambia unos 4,2 grados por año en la dirección del movimiento orbital (precesión relativista del periastro). En enero de 1975, se orientó de manera que el periastro ocurriera perpendicular a la línea de visión desde la Tierra. ^{[ 2 ] [ 10 ]}

La órbita ha disminuido desde que se descubrió inicialmente el sistema binario, en concordancia precisa con la pérdida de energía debida a las ondas gravitacionales descritas por la teoría general de la relatividad de Albert Einstein . ^{[ 2 ] [ 10 ] [ 11 ] [ 12 ]} La relación entre la tasa de disminución orbital observada y la predicha se calcula en 0,997 ± 0,002. ^{[ 12 ]} La potencia total de las ondas gravitacionales emitidas por este sistema actualmente se calcula en 7,35 × 10 ²⁴ vatios. En comparación, esto es el 1,9 % de la potencia radiada en luz por el Sol . El Sistema Solar irradia solo unos 5000 vatios en ondas gravitacionales, debido a las distancias y tiempos orbitales mucho mayores, particularmente entre el Sol y Júpiter , y la masa relativamente pequeña de los planetas.

Con esta pérdida de energía relativamente grande debido a la radiación gravitacional, la tasa de disminución del período orbital es de 76,5 microsegundos por año, la tasa de disminución del semieje mayor es de 3,5 metros por año, y la vida útil calculada hasta la espiral final es de 300 millones de años. ^{[ 2 ] [ 12 ]}

En 2004, Taylor y Joel M. Weisberg publicaron un nuevo análisis de los datos experimentales hasta la fecha, concluyendo que la discrepancia del 0,2 % entre los datos y los resultados predichos se debe a constantes galácticas poco conocidas, como la distancia del Sol al centro galáctico , el movimiento propio del púlsar y su distancia a la Tierra. Si bien se están realizando esfuerzos para mejorar la medición de las dos primeras cantidades, observaron "pocas perspectivas de una mejora significativa en el conocimiento de la distancia del púlsar", por lo que será difícil alcanzar límites más precisos. Taylor y Weisberg también mapearon la estructura bidimensional del haz del púlsar utilizando el hecho de que la precesión del sistema produce formas de pulso variables. Descubrieron que la forma del haz se alarga latitudinalmente y se estrecha longitudinalmente cerca del centro, lo que da como resultado una forma general similar a un ocho. ^{[ 7 ]}

En 2016, Weisberg y Huang publicaron resultados adicionales, aún con una disparidad del 0,16 %, encontrando que la relación del valor observado en comparación con el valor predicho era 0,9983 ± 0,0016. ^{[ 13 ]} Atribuyen la principal causa de esta mejora, de una discrepancia de 1,8σ a 1σ, a las constantes galácticas mejoradas publicadas en 2014.

• Masa del compañero: 1,387 M _☉ 
• Masa total del sistema: 2,828378(7) M _☉ 
• Periodo orbital: 7,751938773864 horas
• Excentricidad: 0,6171334
• Semieje mayor : 1.950.100  km
• Separación del periastro: 746.600  km
• Separación del apoastro: 3.153.600  km
• Velocidad orbital de las estrellas en el periastro (en relación con el centro de masa): 450  km/s
• Velocidad orbital de las estrellas en el apoastro (relativa al centro de masa): 110  km/s

• Pruebas de la relatividad general
• Cronología de la física gravitacional y la relatividad