PSR J0737-3039
| PSR J0737−3039A/B | |
|---|---|
 Umělecká představa dvojitého pulsaru PSR J0737−3039A/B; rozměry objektů ani jejich vzájemná vzdálenost nejsou v měřítku | |
  Poloha soustavy PSR J0737−3039A/B v souhvězdí Lodní zádě | |
| Astrometrická data (Ekvinokcium J2000,0) | |
| Souhvězdí | Lodní záď (Puppis) |
| Rektascenze | 07h 37m 51,248115s[1] |
| Deklinace | −30°39′40,70485″[1] |
| Paralaxa | 1,36 +0,12 −0,10 mas[1] |
| Vzdálenost | 2 400±200 ly (735±60[1] pc) |
| Vlastní pohyb v rektascenzi | −2,567±0,030 mas/rok[1] |
| Vlastní pohyb v deklinaci | +2,082±0,038 mas/rok[1] |
| Fyzikální charakteristiky | |
| PSR J0737−3039A | |
| Hmotnost | 1,338185 +0,000012 −0,000014 [1] M☉ |
| Rotační perioda | 22,699 ms[1] |
PSR J0737−3039B | |
| Hmotnost | 1,248868 +0,000013 −0,000011 [1] M☉ |
| Rotační perioda | 2,773 s[2] |
| Systém | |
| Primární hvězda | PSR J0737−3039A |
| Průvodce | PSR J0737−3039B |
| Doba oběhu | 2,454 h[1] |
| Excentricita dráhy | 0,087777[1] |
| Sklon dráhy | 89,35±0,05° nebo 90,65±0,05°[1] |
| Označení | |
| Synonyma | 2XMM J073751.4−303940[3] |
| Databáze | |
| SIMBAD | data (soustava) |
| SIMBAD | data (pulsar A) |
| SIMBAD | data (pulsar B) |
| (V) – měření provedena ve viditelném světle | |
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.[2] Kolem společného těžiště oběhnou za přibližně 2,45 hodiny po mírně excentrické dráze, jejíž rovina je orientována téměř ve směru pohledu ze Země.[1] 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.[1]
Objev
[editovat | editovat zdroj]Pulsar dnes označovaný jako PSR J0737−3039A byl objeven v dubnu 2003 při přehlídce jižní oblohy 64metrovým radioteleskopem Parkes v Austrálii.[4] 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.[2]
Vlastnosti soustavy
[editovat | editovat zdroj]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 +0,000012
−0,000014 hmotnosti Slunce pro složku A a 1,248868 +0,000013
−0,000011 hmotnosti Slunce pro složku B. Celková hmotnost soustavy je 2,587052 +0,000009
−0,000007 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.[1]
Společné vyhodnocení časovací a interferometrické paralaxy zveřejněné v roce 2021 určilo paralaxu 1,36 +0,12
−0,10 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.[1]
Pulsar A
[editovat | editovat zdroj]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.[1]
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.[5]
Pulsar B
[editovat | editovat zdroj]PSR J0737−3039B rotuje jednou za přibližně 2,77 sekundy.[2] 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.[6]
Model založený na pozorováních radioteleskopem MeerKAT určil rychlost precese pulsaru B na 5,16 +0,32
−0,34 ° 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.[6]
Testy obecné relativity
[editovat | editovat zdroj]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.[1]
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.[7] 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 %.[1] 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.[1]
Magnetosféra a zákryty
[editovat | editovat zdroj]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.[6]
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.[5]
Budoucí vývoj
[editovat | editovat zdroj]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.[4] Dvojice tohoto typu jsou proto považovány za předchůdce splynutí neutronových hvězd, jejichž gravitační vlny lze zachytit pozemními interferometry.
Odkazy
[editovat | editovat zdroj]Reference
[editovat | editovat zdroj]V tomto článku byl použit překlad textu z článku PSR J0737−3039 na anglické Wikipedii.
- 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 KRAMER, Michael; STAIRS, Ingrid H.; MANCHESTER, R. N., et al. Strong-Field Gravity Tests with the Double Pulsar. Physical Review X. 2021-12-13, roč. 11, čís. 4, s. 041050. doi:10.1103/PhysRevX.11.041050. Bibcode 2021PhRvX..11d1050K. arXiv 2112.06795. (anglicky)
- 1 2 3 4 LYNE, Andrew G.; BURGAY, Marta; KRAMER, Michael, et al. A Double-Pulsar System: A Rare Laboratory for Relativistic Gravity and Plasma Physics. Science. 2004-02-20, roč. 303, čís. 5661, s. 1153–1157. doi:10.1126/science.1094645. Bibcode 2004Sci...303.1153L. (anglicky)
- ↑ PSR J0737−3039. SIMBAD Astronomical Database [online]. Centre de données astronomiques de Strasbourg [cit. 2026-08-13]. Dostupné online. (anglicky)
- 1 2 BURGAY, Marta; D'AMICO, Nichi; POSSENTI, Andrea, et al. An increased estimate of the merger rate of double neutron stars from observations of a highly relativistic system. Nature. 2003-12-04, roč. 426, čís. 6966, s. 531–533. doi:10.1038/nature02124. Bibcode 2003Natur.426..531B. arXiv astro-ph/0312071. (anglicky)
- 1 2 LOWER, Marcus E.; KRAMER, Michael; JOHNSTON, Simon, et al. MeerKAT observations of pair-plasma induced birefringence in the double pulsar eclipses. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 2024, roč. 534, čís. 4, s. 3936–3943. doi:10.1093/mnras/stae2386. Bibcode 2024MNRAS.534.3936L. arXiv 2410.12971. (anglicky)
- 1 2 3 LOWER, Marcus E.; KRAMER, Michael; SHANNON, Ryan M., et al. A MeerKAT view of the double pulsar eclipses. Astronomy & Astrophysics. 2024, roč. 682, s. A26. doi:10.1051/0004-6361/202347857. Bibcode 2024A&A...682A..26L. arXiv 2311.06445. (anglicky)
- ↑ KRAMER, Michael; STAIRS, Ingrid H.; MANCHESTER, R. N., et al. Tests of General Relativity from Timing the Double Pulsar. Science. 2006-10-06, roč. 314, čís. 5796, s. 97–102. doi:10.1126/science.1132305. Bibcode 2006Sci...314...97K. arXiv astro-ph/0609417. (anglicky)
Externí odkazy
[editovat | editovat zdroj]
Obrázky, zvuky či videa k tématu PSR J0737-3039 na Wikimedia Commons - PSR J0737−3039 v databázi SIMBAD
- Dvojitý pulsar na stránkách Jodrell Bank Observatory (anglicky)
