Binaire Hulse-Taylor - Hulse–Taylor binary

Décroissance orbitale de PSR B1913+16. Les points de données indiquent le changement observé de l'époque du périastron avec la date tandis que la parabole illustre le changement d'époque théoriquement attendu selon la relativité générale .

Le binaire Hulse-Taylor est un système stellaire binaire composé d'une étoile à neutrons et d'un pulsar (appelé PSR B1913+16, PSR J1915+1606 ou PSR 1913+16 ) qui orbitent autour de leur centre de masse commun . C'est le premier pulsar binaire jamais découvert.

Le pulsar a été découvert par Russell Alan Hulse et Joseph Hooton Taylor, Jr. , de l' Université du Massachusetts Amherst en 1974. Leur découverte du système et son analyse leur ont valu le prix Nobel de physique 1993 "pour la découverte d'un nouveau type du pulsar, une découverte qui a ouvert de nouvelles possibilités pour l'étude de la gravitation."

Découverte

À l'aide de la parabole Arecibo 305m, Hulse et Taylor ont détecté des émissions radio pulsées et ont ainsi identifié la source comme étant un pulsar, une étoile à neutrons hautement magnétisée en rotation rapide . L'étoile à neutrons tourne sur son axe 17 fois par seconde ; ainsi la période d'impulsion est de 59 millisecondes .

Après avoir chronométré les impulsions radio pendant un certain temps, Hulse et Taylor ont remarqué qu'il y avait une variation systématique dans l'heure d'arrivée des impulsions. Parfois, les impulsions étaient reçues un peu plus tôt que prévu ; parfois, plus tard que prévu. Ces variations ont évolué de manière douce et répétitive, avec une période de 7,75 heures. Ils ont réalisé qu'un tel comportement est prédit si le pulsar était sur une orbite binaire avec une autre étoile, confirmée plus tard comme étant une autre étoile à neutrons.

Système en étoile

Le pulsar et son étoile à neutrons suivent tous deux des orbites elliptiques autour de leur centre de masse commun. La période du mouvement orbital est de 7,75 heures et les deux étoiles à neutrons auraient une masse presque égale, environ 1,4 masse solaire . Des émissions radio ont été détectées à partir d'une seule des deux étoiles à neutrons.

La séparation minimale au périastron est d'environ 1,1 rayon solaire ; la séparation maximale à l' apastron est de 4,8 rayons solaires. L'orbite est inclinée d'environ 45 degrés par rapport au plan du ciel. L'orientation du périastrone change d'environ 4,2 degrés par an dans la direction du mouvement orbital (précession relativiste du périastrone). En janvier 1975, il a été orienté de manière à ce que le périastron se produise perpendiculairement à la ligne de mire de la Terre.

Utiliser comme test de Relativité Générale

L'orbite a décru depuis le système binaire a été initialement découvert, en accord précis avec la perte d'énergie due aux ondes gravitationnelles décrites par Albert Einstein de la théorie de la relativité générale . Le rapport entre le taux observé et le taux prévu de décroissance orbitale est calculé comme étant de 0,997 ± 0,002. La puissance totale des ondes gravitationnelles émises par ce système est actuellement calculée à 7,35 × 10 ²⁴ watts. A titre de comparaison, cela représente 1,9% de la puissance rayonnée en lumière par le Soleil. Le système solaire ne rayonne qu'environ 5 000 watts en ondes gravitationnelles, en raison des distances et des temps d'orbite beaucoup plus grands, en particulier entre le Soleil et Jupiter et la masse relativement faible des planètes.

Avec cette perte d'énergie relativement importante due au rayonnement gravitationnel, le taux de diminution de la période orbitale est de 76,5 microsecondes par an, le taux de diminution du demi-grand axe est de 3,5 mètres par an et la durée de vie calculée jusqu'à l' inspiration finale est de 300 millions d'années.

En 2004, Taylor et Joel M. Weisberg ont publié une nouvelle analyse des données expérimentales à ce jour, concluant que la disparité de 0,2% entre les données et les résultats prédits est due à des constantes galactiques mal connues, notamment la distance du Soleil au centre galactique, le mouvement propre du pulsar et sa distance de la Terre. Bien qu'il y ait des efforts en cours pour une meilleure mesure des deux premières quantités, ils ont vu "peu de perspectives pour une amélioration significative de la connaissance de la distance du pulsar", donc des limites plus strictes seront difficiles à atteindre. Taylor et Weisberg ont également cartographié la structure du faisceau bidimensionnel du pulsar en utilisant le fait que la précession du système conduit à des formes d'impulsion variables. Ils ont découvert que la forme de la poutre est allongée en latitude et pincée longitudinalement près du centre, ce qui donne une forme globale en forme de huit.

En 2016, Weisberg et Huang ont publié d'autres résultats, toujours avec une disparité de 0,16 %, constatant que le rapport de la valeur observée par rapport à la valeur prédite était de 0,9983 ± 0,0016. Ils nomment le principal moteur de cette amélioration, d'un écart de 1,8σ à 1σ, comme étant l'amélioration des constantes galactiques publiées en 2014.

Caractéristiques

• Masse de compagnon : 1.387  M _☉
• Masse totale du système : 2.828378(7)  M _☉
• Période orbitale : 7.751938773864 h
• Excentricité : 0.6171334
• Demi-grand axe : 1 950 100 km
• Séparation périastron : 746 600 km
• Séparation apastron : 3 153 600 km
• Vitesse orbitale des étoiles au périastron (par rapport au centre de masse) : 450 km/s
• Vitesse orbitale des étoiles à l'apastron (par rapport au centre de masse) : 110 km/s

Voir également

• Pulsar binaire
• PSR J0737-3039
• Tableau de kilomètres carrés
• Tests de relativité générale
• Formule quadripolaire

Les références