Pulsar binaire
Un pulsar binaire est un pulsar avec un compagnon binaire, souvent une naine blanche ou une étoile à neutrons. Dans un cas au moins, le double pulsar PSR J0737-3039, l'étoile compagnon est également un autre pulsar.
Les pulsars binaires sont l'un des rares objets qui permettent aux physiciens de tester la relativité générale dans le cas d'un champ gravitationnel fort. Bien que le compagnon binaire du pulsar soit généralement difficile ou impossible à observer, la synchronisation des impulsions du pulsar peut être mesurée avec une précision extraordinaire par les radiotélescopes. La synchronisation binaire des pulsars a indirectement confirmé l'existence du rayonnement gravitationnel et vérifié la théorie générale de la relativité d'Einstein.
Relativité
Deux objets en orbite ne le font pas selon des trajectoires absolument circulaires. Les trajectoires sont pratiquement toujours elliptiques. Donc deux fois un circuit ils sont les plus proches, et deux fois un circuit ils sont les plus éloignés. C'est évident pour la Terre et le Soleil, mais l'idée s'applique beaucoup plus largement.
Lorsque les deux corps sont proches, le champ gravitationnel est plus fort et le passage du temps est ralenti. Avec les pulsars, le temps entre les impulsions (ou tics) est allongé. Lorsque l'horloge des pulsars se déplace plus lentement dans la partie la plus faible du champ, elle regagne du temps. Il s'agit d'un retard de temps relativiste. C'est la différence entre ce que l'on s'attendrait à voir si le pulsar se déplaçait à une distance et à une vitesse constantes autour de son compagnon, et ce qui est réellement observé.
Les pulsars binaires sont l'un des rares outils dont disposent les scientifiques pour détecter les traces d'ondes gravitationnelles. La théorie de la relativité générale d'Einstein prédit que deux étoiles à neutrons émettraient des ondes gravitationnelles lorsqu'elles orbitent autour d'un centre de masse commun, ce qui emporterait l'énergie orbitale et provoquerait le rapprochement des deux étoiles. Lorsque les deux corps stellaires se rapprochent l'un de l'autre, il arrive souvent qu'un pulsar absorbe la matière de l'autre, provoquant un violent processus d'accrétion. Cette interaction peut chauffer le gaz échangé entre les corps et produire des rayons X qui peuvent sembler pulser, ce qui fait que les pulsars binaires sont parfois appelés binaires de rayons X. Ce flux de matière d'un corps stellaire à un autre est connu sous le nom de disque d'accrétion. Les pulsars milliseconde (ou MSP) créent une sorte de "vent" qui, dans le cas des pulsars binaires, peut souffler la magnétosphère des étoiles à neutrons et avoir un effet spectaculaire sur l'émission de pulsations.
Histoire
Le premier pulsar binaire, le PSR B1913+16 ou "pulsar binaire Hulse-Taylor" a été découvert en 1974 à Arecibo par Joseph Taylor et Russell Hulse, ce qui leur a valu le prix Nobel de physique en 1993. Depuis sa découverte, les impulsions de ce système ont été suivies, sans pépin, jusqu'à 15 μs.
Le prix Nobel de 1993 a été attribué à Joseph Taylor et Russell Hulse après qu'ils aient découvert deux de ces étoiles. Alors que Hulse observait un nouveau pulsar, nommé PSR B1913+16, il a remarqué que la fréquence de ses impulsions fluctuait. Il en a conclu que l'explication la plus simple était que le pulsar était en orbite très proche d'une autre étoile, à une vitesse élevée. Hulse et Taylor ont déterminé que les étoiles étaient également lourdes en observant ces fluctuations de pulsations, ce qui les a amenés à croire que l'autre objet spatial était également une étoile à neutrons.
Les observations faites sur la décroissance orbitale de ce système stellaire correspondaient presque parfaitement aux équations d'Einstein. La relativité prédit qu'au fil du temps, l'énergie orbitale d'un système binaire sera convertie en rayonnement gravitationnel. Les données recueillies par Taylor et ses collègues sur la période orbitale de la PRS B1913+16 ont confirmé cette prédiction relativiste. Ils ont rapporté en 1983 qu'il y avait une différence dans la séparation minimale observée des deux pulsars par rapport à celle attendue si la séparation orbitale était restée constante. Dans la décennie qui a suivi sa découverte, la période orbitale du système avait diminué d'environ 76 millionièmes de seconde par an. Cela signifie que le pulsar s'approchait de sa séparation maximale plus d'une seconde plus tôt que si l'orbite était restée la même. Les observations ultérieures continuent de montrer cette diminution.
Décalage cumulé de la période du périastre en secondes, pour le système stellaire binaire PSR B1913+16, car le système perd de l'énergie par l'émission d'ondes gravitationnelles. Les points rouges sont des données expérimentales, et la ligne bleue est le décalage prédit par la relativité.
Questions et réponses
K: Mikä on binäärinen pulsari?
A: Kaksoispulsari on pulsari, jolla on kaksoiskumppani, usein valkoinen kääpiö tai neutronitähti.
K: Mikä on kaksoispulsarin seuralustähti?
V: Kaksoispulsarin seuralustähti on usein valkoinen kääpiö tai neutronitähti, mutta ainakin yhdessä tapauksessa (kaksoispulsari PSR J0737-3039) seuralustähti on myös toinen pulsari.
Kysymys: Mikä on kaksoispulsareiden merkitys fysiikassa?
V: Kaksoispulsareilla on merkitystä fysiikassa, koska niiden avulla fyysikot voivat testata yleistä suhteellisuusteoriaa voimakkaan gravitaatiokentän tapauksessa.
Kysymys: Onko mahdollista havaita kaksoispulsarin seuralustähti?
V: Tavallisesti pulsarin seuralustähteä on vaikea tai mahdoton havaita.
K: Miten kaksoispulsarin pulssien ajoitus voidaan mitata?
V: Kaksoispulsarin pulssien ajoitus voidaan mitata poikkeuksellisen tarkasti radioteleskoopeilla.
K: Mitä binääripulsarin ajoitus on epäsuorasti vahvistanut?
V: Kaksoispulsarin ajoitus on epäsuorasti vahvistanut gravitaatiosäteilyn olemassaolon.
K: Minkä teorian binääripulsarin ajoitus on vahvistanut?
V: Binääripulssarin ajoitus on vahvistanut Einsteinin yleisen suhteellisuusteorian.
