PSR B1913+16 (též označovaný jako PSR J1915+1606 nebo Hulse–Taylorův pulsar) je pulsar v souhvězdí Orla, který spolu s další neutronovou hvězdou tvoří binární systém obíhající kolem společného těžiště. Jde o první objevený binární pulsar.
Objeven byl v roce 1974 Russelem Alanem Hulsem a Josephem Taylorem za použití radioteleskopu v Arecibu. V roce 1993 byla oběma vědcům za tento objev udělena Nobelova cena za fyziku „za objev nového typu pulsaru, který otevřel nové možnosti pro studium gravitace.“
Objev dvojhvězdy Pulsary díky vysoké rychlosti rotace a rozdílným sklonem rotační a magnetické osy vysílají velice pravidelné radiové signály. Tento pulsar se otáčí sedmnáctkrát za sekundu, ale signály nebyly zcela pravidelné, pomocí přesných atomových hodin bylo naměřeno, že se cyklicky opožďovaly a předcházely. To odpovídá pohybu pulsaru po oběžné dráze s periodou cyklu a musí být součástí systému obíhajícího kolem společného těžiště.
Z délky oběhu a dalších údajů měření byly vypočteny charakteristiky systému. Jedná o dvojici neutronových hvězd, z nichž každá má hmotnost přibližně 1,4 hmotností Sluncí, obíhají po eliptických drahách s periodou necelých 8 hodin a přibližují se k sobě na minimální vzdálenost 1,1 průměru Slunce (asi dvojnásobek vzdálenosti Země–Měsíc). Druhá neutronová hvězda není pulsar (nevysílá naším směrem signály) a není pozorovatelná.
Ověření teorie relativity Podle klasické mechaniky je takový systém vyvážený a hvězdy budou obíhat stále po stejných drahách. Podle teorie odvozené Albertem Einsteinem z jeho obecné teorie relativity však takový systém bude generovat gravitační vlny, které budou ze systému odvádět energii a doba oběhu a další charakteristiky se budou měnit.
Teoreticky mají gravitační vlny odnášet energii, která odpovídá 1,9 % zářivého výkonu Slunce. To má způsobovat, že na sebe hvězdy padají rychlostí asi 3 milimetry za oběh a jeho délka se tím zkrátí o 87 nanosekund. Tím, jak se k sobě hvězdy pomalu přibližují, pomalu narůstá energie odnášené vlnami a tím se celý efekt zesiluje. Dvojhvězda se tedy roztáčí se vzrůstající intenzitou, hvězdy se k sobě přibližují vzrůstající rychlostí až, za cca 400 milionů roků, zaniknou při nevyhnutelném vzájemném střetu. Jejich trajektorii se proto přezdívá spirála smrti.
Hulse a Taylor naměřili, že skutečně dochází ke zkracování doby oběhu dle teoretické předpovědi. Jejich závěry potvrdila i pozdější pozorování (a také pozorování dalších objevených binárních pulsarů), což zvýšilo průkaznost platnosti teorie. Po třech desítkách let kumulativní nárůst odchylky způsobil, že oběžná doba byla již o 35 sekund kratší než v době objevu, jak ukazuje graf. Pozorování ukázala, že úbytek energie odpovídá teoretickým předpovědím s přesností na zlomky procenta.
Důkaz vedl k hledání způsobů, jak vlny detekovat. V prvé řadě k náročnému a nákladnému vývoji laserových interferometrických detektorů. Ty nemohou detekovat vlny generované tímto binárním pulsarem, jejich energie je na velkou vzdálenost extrémně rozředěna. Ale vyzařování kompaktních dvojhvězd v závěrečné části „spirály smrti“ těsně před zánikem dosáhne takové intenzity, že i na velkou vzdálenost je efekt gravitační vlny detekovatelný. Po překonání mnoha technologických problémů se podařilo sestrojit přístroje, které v roce 2015 přímo detekovaly gravitační vlny ze srážky dvou černých děr a v roce 2017 srážku neutronových hvězd, soustavy podobné jako první objevený binární pulsar.
Charakteristiky systému Hmotnost: 2,828 M☉ (jednotlivé složky mají přibližně 1,4 M☉) Doba oběhu: 7,751938 hodin Excentricita: 0,617 Velká poloosa: 1 950 100 km Periastron: 746 600 km Apoastron: 3 153 600 km Rychlost v periastronu: 450 km/s Rychlost v apoastronu: 110 km/s
Odkazy Reference
Kategorie:Pulsary Kategorie:Dvojhvězdy Kategorie:Hvězdy v souhvězdí Orla Kategorie:Gravitační vlnění