PSR J0737−3039A/B, označovaný také jako dvojitý pulsar, je těsná dvojice neutronových hvězd v souhvězdí Lodní zádě. Jde o první objevenou soustavu, v níž byly obě neutronové hvězdy pozorovány jako pulsary. Kolem společného těžiště oběhnou za přibližně 2,45 hodiny po mírně excentrické dráze, jejíž rovina je orientována téměř ve směru pohledu ze Země. Díky krátké oběžné době, velkým hmotnostem složek a téměř hranové orientaci dráhy patří soustava k nejpřesnějším přírodním laboratořím pro testování obecné teorie relativity v silném gravitačním poli.
Objev Pulsar dnes označovaný jako PSR J0737−3039A byl objeven v dubnu 2003 při přehlídce jižní oblohy 64metrovým radioteleskopem Parkes v Austrálii. Změny periody jeho pulsů ukázaly, že se nachází v mimořádně těsné dvojhvězdné soustavě s další neutronovou hvězdou. Následná pozorování odhalila také rádiové pulzy průvodce s periodou přibližně 2,77 sekundy. Průvodce dostal označení PSR J0737−3039B a soustava se stala první známou dvojicí neutronových hvězd, v níž lze obě složky sledovat jako pulsary. Vlastnosti soustavy Oběžná doba soustavy činí 0,1022515593 dne, tedy přibližně 2,454 hodiny, a excentricita dráhy je 0,087777. Přesné časování pulsů poskytuje při předpokladu platnosti obecné relativity hmotnost 1,338185 hmotnosti Slunce pro složku A a 1,248868 hmotnosti Slunce pro složku B. Celková hmotnost soustavy je 2,587052 hmotnosti Slunce.
Sklon oběžné dráhy má kvůli geometrické nejednoznačnosti dvě možná řešení, 89,35±0,05° a 90,65±0,05°. Dráha je proto ze Země pozorována téměř přesně zboku. Tato geometrie usnadňuje měření Shapirova zpoždění a umožňuje sledovat zákryty pulsaru A magnetosférou pulsaru B.
Společné vyhodnocení časovací a interferometrické paralaxy zveřejněné v roce 2021 určilo paralaxu 1,36 mas a vzdálenost 735±60 pc, což odpovídá přibližně 2 400±200 světelným rokům. Vlastní pohyb činí −2,567±0,030 mas za rok v rektascenzi a +2,082±0,038 mas za rok v deklinaci.
Pulsar A PSR J0737−3039A je rychle rotující recyklovaný pulsar s rotační periodou přibližně 22,7 ms. Jeho rychlá rotace je důsledkem dřívějšího přenosu hmoty z předchůdce dnešního pulsaru B. Stabilní pulzy složky A se používají k přesnému časování pohybu soustavy a měření relativistických jevů.
Při průchodu pulsaru A za pulsarem B se jeho rádiové záření na přibližně 30–40 sekund zeslabí. Zákryt způsobuje absorpce záření v relativistickém elektron-pozitronovém plazmatu uzavřeném v magnetosféře pulsaru B. Pulsar B PSR J0737−3039B rotuje jednou za přibližně 2,77 sekundy. Jeho rádiová intenzita se po objevu výrazně měnila v závislosti na části oběžné dráhy, mimo jiné vlivem působení větru a záření pulsaru A na jeho magnetosféru.
V důsledku relativistické precese rotační osy se svazek rádiového záření pulsaru B postupně odklonil od Země a v březnu 2008 přestal být přímo pozorovatelný. Rotaci a orientaci složky B lze nadále nepřímo sledovat podle modulace zákrytů pulsaru A. Model založený na pozorováních radioteleskopem MeerKAT určil rychlost precese pulsaru B na 5,16° za rok a odklon jeho rotační osy od osy oběžné dráhy na 40,6±0,1°. Výsledek souhlasí s předpovědí obecné relativity. Podle téhož modelu nelze opětovné zachycení přímých rádiových pulsů složky B očekávat před počátkem roku 2035. Testy obecné relativity Přesné časování dvojitého pulsaru umožňuje měřit více takzvaných postkeplerovských parametrů než u běžných dvojhvězdných pulsarů. Patří mezi ně stáčení periastra, gravitační červený posuv spojený s dilatací času, Shapirovo zpoždění, zkracování oběžné doby v důsledku vyzařování gravitačních vln a relativistická precese rotačních os.
V prvních letech po objevu bylo možné časovat oba pulsary. Z poměru velikostí jejich projektovaných drah tak bylo možné určit poměr hmotností způsobem, který je do značné míry nezávislý na konkrétní teorii gravitace. Studie šestnácti let časovacích měření zveřejněná v roce 2021 určila sedm postkeplerovských parametrů a zahrnula i relativistické jevy vyšších řádů. Změřený pokles oběžné periody způsobený vyzařováním gravitačních vln souhlasil s kvadrupólovou předpovědí obecné relativity s relativní přesností 0,013 %. Další dlouhodobá měření mohou zpřesnit určení relativistického spin-orbitálního působení a přispět k odhadu momentu setrvačnosti pulsaru A, a tím i k omezení stavové rovnice hmoty v neutronových hvězdách. Magnetosféra a zákryty Při každém oběhu prochází pulsar A za magnetosférou pulsaru B. Průběh zákrytu je modulován rotací složky B, protože plazma v její magnetosféře není rozloženo sféricky symetricky. Změny tvaru zákrytů lze proto využít ke sledování relativistické precese pulsaru B a geometrie celé soustavy.
Polarimetrická pozorování MeerKAT podporují model, podle kterého zákryty vznikají synchrotronovou absorpcí rádiového záření v relativistickém elektron-pozitronovém plazmatu v uzavřené oblasti magnetického pole pulsaru B. Budoucí vývoj Vyzařováním gravitačních vln soustava ztrácí oběžnou energii, její dráha se zmenšuje a obě neutronové hvězdy se k sobě přibližují. Přibližně za 85 milionů let by měly splynout. Dvojice tohoto typu jsou proto považovány za předchůdce splynutí neutronových hvězd, jejichž gravitační vlny lze zachytit pozemními interferometry.
Odkazy Reference
Externí odkazy
PSR J0737−3039 v databázi SIMBAD Dvojitý pulsar na stránkách Jodrell Bank Observatory
Kategorie:Pulsary Kategorie:Hvězdy v souhvězdí Lodní zádě Kategorie:Dvojhvězdy