Ағылшыншамен салыстырыңыз: абзацты басыңыз — түпнұсқа терезеде ашылады. Абзац астындағы EN түймесі оны мәтін ішінде көрсетеді.
Мазмұны
Кіріспе
Бір-бірінің айналасында айналып жүрген екі пульсар
Two pulsars orbiting each other
Екілік пульсар – бір серігі бар пульсар, көбінесе ақ ергежұлдыз немесе нейтронды жұлдыз. (Кейбір жағдайларда, мысалы, PSR J0737-3039 қос пульсарында, серігі де нейтронды жұлдыз болып табылады.) Екілік пульсарлар физиктерге жалпы салыстырмалылық теориясын тексеруге мүмкіндік беретін сирек нысандардың бірі, себебі олардың маңындағы гравитациялық өріс өте күшті. Пульсардың серігін тікелей байқау қиын немесе мүмкін болмаса да, оның бар екенін пульсардан келетін импульстардың уақыты бойынша анықтауға болады, оларды радиотелескоптар арқылы жоғары дәлдікпен өлшеуге болады.
A binary pulsar is a pulsar with a binary companion, often a white dwarf or neutron star. (In at least one case, the double pulsar PSR J0737 3039, the companion neutron star is another pulsar as well.) Binary pulsars are one of the few objects which allow physicists to test general relativity because of the strong gravitational fields in their vicinities. Although the binary companion to the pulsar is usually difficult or impossible to observe directly, its presence can be deduced from the timing of the pulses from the pulsar itself, which can be measured with extraordinary accuracy by radio telescopes.
Тарих
PSR B1913+16 (немесе "Хулс-Тейлордың екілік пульсары") алғаш рет 1974 жылы Аресибо обсерваториясында Джозеф Хутон Тейлор және Рассел Хулз бақылаулары нәтижесінде табылды, осы еңбегі үшін олар 1993 жылы физика саласындағы Нобель сыйлығына ие болды. Хулз жаңадан ашылған PSR B1913+16 пульсарын зерттеу кезінде, оның импульстарының жиілігінің үнемі өзгеретінін байқады. Бұл пульсардың басқа жұлдыздың айналасын өте жоғары жылдамдықпен жуық орбитада айналып жүргендігі және импульс периодының Допплер эффектісіне байланысты өзгеретіндігі туралы тұжырым жасалды: пульсар Жерге қарай қозғалғанда импульстар жиірек тіркеледі; ал керісінше, Жерден алыстағанда белгілі бір уақыт ішінде импульстардың саны азаяды. Импульстарды сағаттың соққысы ретінде қарастыруға болады; соққылардың өзгеруі пульсардың Жерге қарай және одан алыстау жылдамдығының өзгеруін көрсетеді. Хулз бен Тейлор осы импульстардың ауытқуларын бақылап, жұлдыздардың шамамен бірдей массаға ие екенін анықтады, бұл оларды екінші объектінің де нейтронды жұлдыз болуы мүмкін деген ойға жетеледі. Бұл жүйеден келетін импульстар қазір 15 мкс дейін дәлдікпен тіркеледі. (Ескерту: Cen X 3 – 1971 жылы ашылған алғашқы "екілік пульсар", одан кейін 1972 жылы Her X 1 табылды.) PSR B1913+16 екілік пульсарын зерттеу нейтронды жұлдыздардың массасын релятивистік уақыт эффектілерін пайдалана отырып, алғаш рет дәл анықтауға мүмкіндік берді. Екі дене бір-біріне жақын келгенде гравитациялық өріс күшейеді, уақыт баяулайды және импульстар арасындағы уақыт ұзарады. Осы кезде пульсардың сағаты өрістің ең әлсіз бөлігі арқылы өте баяу жылдамдықпен қозғалып, уақытты қайта қалпына келтіреді. Арнайы релятивистік эффект – уақыттың созылуы орбита бойында ұқсас әрекет етеді. Бұл релятивистік уақыт кешігуі – пульсар серігімен дөңгелек орбитада тұрақты қашықтықта және жылдамдықпен қозғалғанда байқалатын нәрсе мен нақты байқалған нәрсе арасындағы айырмашылықты көрсетеді. 2015 жылы гравитациялық толқындарды алғаш рет тіркеуге және Advanced LIGO құрылымын іске қосуға дейін екілік пульсарлар ғалымдардың гравитациялық толқындардың болуын анықтауға қолданатын жалғыз құралы болды. Эйнштейннің жалпы салыстырмалылық теориясы екі нейтронды жұлдыздың ортақ масса орталығының айналасында айналу кезінде гравитациялық толқындарды шығаратынын, бұл орбиталық энергияны алып кететінін және екі жұлдыздың бір-біріне жақындауына және олардың орбиталық периодын қысқартуына әкелетінін болжайды. Екілік пульсардың уақытын толық сипаттау үшін пульсардың уақыты, Кеплер орбиталары және үш Кеплерден кейінгі түзетулер (периастрдың алға жылжу жылдамдығы, гравитациялық қызыл ығысу және уақыттың созылуы факторы, гравитациялық сәулеленуден орбиталық периодтың өзгеру жылдамдығы) туралы ақпаратты қамтитын 10 параметрлік модель жеткілікті. PSR B1913+16 жүйесінің орбиталық ыдырауының өлшемдері Эйнштейннің теңдеулерімен өте жақсы сәйкес келеді. Салыстырмалылық теориясы уақыт өте келе екілік жүйенің орбиталық энергиясы гравитациялық сәулеленуге айналатынын болжайды. Тейлор және Джоэл М. Вайсберг және олардың әріптестері PSR B1913+16 жүйесінің орбиталық периодын жинаған деректері осы релятивистік болжамды растады; олар 1982 жылы екі пульсардың байқалған ең аз арақашықтығының орбиталық арақашықтық тұрақты болған жағдайда күтілген арақашықтықтан өзгеше екенін хабарлады. Оның ашылғаннан кейінгі он жылдықта жүйенің орбиталық периоды жылына шамамен секундының 76 миллионнан бір бөлігіне төмендеді, бұл пульсар орбитасы бірдей болған жағдайда күтілгеннен бір секунд бұрын ең үлкен арақашықтыққа жақындағанын көрсетеді. Кейінгі бақылаулар осы төмендеуді жалғастыруда.
The binary pulsar PSR B1913+16 (or the "Hulse Taylor binary pulsar") was first discovered in 1974 at Arecibo by Joseph Hooton Taylor, Jr. and Russell Hulse, for which they won the 1993 Nobel Prize in Physics. While Hulse was observing the newly discovered pulsar PSR B1913+16, he noticed that the rate at which it pulsed varied regularly. It was concluded that the pulsar was orbiting another star very closely at a high velocity, and that the pulse period was varying due to the Doppler effect: As the pulsar was moving towards Earth, the pulses would be more frequent; and conversely, as it moved away from Earth fewer would be detected in a given time period. One can think of the pulses like the ticks of a clock; changes in the ticking are indications of changes in the pulsars speed toward and away from Earth. Hulse and Taylor also determined that the stars were approximately equally massive by observing these pulse fluctuations, which led them to believe the other object was also a neutron star. Pulses from this system are now tracked to within 15 μs. (Note: Cen X 3 was actually the first "binary pulsar" discovered in 1971, followed by Her X 1 in 1972.) The study of the PSR B1913+16 binary pulsar also led to the first accurate determination of neutron star masses, using relativistic timing effects. When the two bodies are in close proximity, the gravitational field is stronger, the passage of time is slowed – and the time between pulses (or ticks) is lengthened. Then as the pulsar clock travels more slowly through the weakest part of the field it regains time. A special relativistic effect, time dilation, acts around the orbit in a similar fashion. This relativistic time delay is the difference between what one would expect to see if the pulsar were moving at a constant distance and speed around its companion in a circular orbit, and what is actually observed. Prior to the first observation of gravitational waves in 2015 and the operation of Advanced LIGO, binary pulsars were the only tools scientists had to detect evidence of gravitational waves; Einstein's theory of general relativity predicts that two neutron stars would emit gravitational waves as they orbit a common center of mass, which would carry away orbital energy and cause the two stars to draw closer together and shorten their orbital period. A 10 parameter model incorporating information about the pulsar timing, the Keplerian orbits and three post Keplerian corrections (the rate of periastron advance, a factor for gravitational redshift and time dilation, and a rate of change of the orbital period from gravitational radiation emission) is sufficient to completely model the binary pulsar timing. The measurements made of the orbital decay of the PSR B1913+16 system were a near perfect match to Einstein's equations. Relativity predicts that over time a binary system's orbital energy will be converted to gravitational radiation. Data collected by Taylor and Joel M. Weisberg and their colleagues of the orbital period of PSR B1913+16 supported this relativistic prediction; they reported in 1982 that there was a difference in the observed minimum separation of the two pulsars compared to that expected if the orbital separation had remained constant. In the decade following its discovery, the system's orbital period had decreased by about 76 millionths of a second per year, indicating that the pulsar was approaching its maximum separation more than a second earlier than it would have if the orbit had remained the same. Subsequent observations continue to show this decrease.
Әсерлер
Кейде екілік пульсардың салыстырмалы түрде қалыпты серігі пульсарға сыртқы қабаттарын төгіп тастайтын деңгейге дейін кеңейеді. Бұл өзара әрекеттесу денелер арасындағы газды қыздырып, рентген сәулесін тудырады, бұл рентген екілігінің кезеңі деп аталатын процесте пульсацияланған сияқты көрінеді. Бір жұлдыздық денеден екінші жұлдыздық денеге материя ағыны көбінесе қабылдаушы жұлдыздың айналасында аккрециялық дискінің пайда болуына алып келеді. Пульсарлар сондай-ақ релятивистік жылдамдықпен ағылып шығатын бөлшектердің "желін" жасайды, бұл екілік пульсарлар жағдайында олардың серіктерінің магнитосферасын жойып, импульстік сәулеленуге күшті әсер етеді.
Sometimes the relatively normal companion star of a binary pulsar will swell up to the point that it dumps its outer layers onto the pulsar. This interaction can heat the gas being exchanged between the bodies and produce X ray light which can appear to pulsate, in a process called the X ray binary stage. The flow of matter from one stellar body to another often leads to the creation of an accretion disk about the recipient star. Pulsars also create a "wind" of relativistically outflowing particles, which in the case of binary pulsars can blow away the magnetosphere of their companions and have a dramatic effect on the pulse emission.