PSR B1913+16
| 观测资料 历元 B1950.0 | |
|---|---|
| 星座 | 天鹰座[1] |
| 星官 | |
| 赤经 | 19h 13m 12.4655s |
| 赤纬 | 16° 01′ 08.189″ |
| 视星等（V） | |
| 特性 | |
| 光谱分类 | 脉冲星 |
| U−B 色指数 | ? |
| B−V 色指数 | ? |
| 天体测定 | |
| 距离 | 21,000 ly (6400 pc) |
| 详细资料 [2][3] | |
| 质量 | 1.441 M☉ |
| 半径 | 1.4×10-5 R☉ |
| 自转 | 59.02999792988 ms |
PSR B1913+16，又称PSR J1915+1606，PSR 1913+16，是一颗位于双星系统中的脉冲星，它和一颗中子星围绕同一个质心公转。这颗中子星是于1974年由普林斯顿大学物理学家拉塞尔·赫尔斯和约瑟夫·泰勒发现，因此亦被称为赫尔斯-泰勒脉冲双星（Hulse–Taylor binary pulsar）。PSR B1913+16是人类发现的首个脉冲双星系统，通过对其深入研究首次发现引力波存在的间接定量证据，是对爱因斯坦广义相对论的一项重要验证，两人也因此获得1993年诺贝尔物理学奖。[5]
发现
1974年，赫尔斯和泰勒使用位于波多黎各岛的阿雷西博天文台305米口径射电望远镜，在天鹰座天域探测到脉冲信号，并辨认出其来源是一颗脉冲星。这颗高速旋转、拥有强磁场的中子星一秒钟自转17次，即脉冲周期为59毫秒。赫尔斯和泰勒在对这颗脉冲星的进一步观测发现它的脉冲周期有一个系统性的变化，有时候其脉冲信号的到达快于预期理论时间，有时候又比预期理论时间慢。这种变化是平滑而且重复的，周期为7.75小时[6]。他们意识到这样的变化可以用在严格轨道上绕一颗伴星运动引起的多普勒效应来解释。
双星系统
这颗脉冲星和它的伴星围绕它们的共同质心沿着偏心率很大的椭圆轨道互相旋转，它们在各自轨道的运动遵循开普勒定律，其公转周期为7.75小时。这个双星系统的成员质量相近，大约为1.4个太阳质量。两星的间距距离最近大约为1.1个太阳半径，距离最远时大约为4.8个太阳半径[7]。此外没有观测到该双星系统的X射线辐射. 依据这些数据可以推断: PSR B1913+16和它的伴星都是中子星。PSR B1913+16的轨道和天空平面呈45度倾斜，近拱点的位置每年改变4.2度[8]。在1975年1月，它的近拱点刚好和我们的视线垂直。[3][9]
赫尔斯和泰勒对这个脉冲双星系统的深入研究发现，其公转周期存在变小的趋势，这种轨道衰减可以用爱因斯坦广义相对论解释（根据广义相对论，一个双星系统会通过引力辐射的形式损失能量。尽管这种能量损失一般相当缓慢，却会使得双星间的距离逐渐降低，同时降低的还有轨道周期）[3][9][10][11]。这个双星系统公转周期变化率为每年减少76.5微秒，即其半长轴每年缩短3.5米[12]。从现在开始计算，两星旋近至合并需3亿年的时间[3][11][2]。
这个双星系统的一些基本参数为：
- 伴星质量 1.387 太阳质量
- 公转周期 7.751939106 小时
- 偏心率 0.617131
- 半长轴 1,950,100 千米
- 近拱点距离 746,600 千米
- 远距离 3,153,600 千米
- 在近拱点时的公转速度 (相对于质心) 450 千米/时
- 在远拱点时的公转速度 (相对于质心) 110 千米/时
于2004年，泰勒和乔尔·韦斯伯格公布了一个新的数据分析，并缩减误差率至0.2%。这0.2%是因为未知的银河系常数，其中包括太阳与银河系中心的距离、脉冲星的运动和与地球的距离。虽然他们已能改善测量前两者的方式，但脉冲星与地球的距离仍然很难被确认。泰勒和韦斯伯格也绘制了脉冲星的二维无线电波束结构，并推测出不同进动下的各种脉冲形状。他们发现，电波束会在纬向延长，并在纵向被挤压往中心附近，导致其形状犹如“∞”。[4]
恒星特质
PSR B1913+16的质量为太阳质量的1.441倍，而半径则为太阳半径的1.4×10-5倍（0.000014倍），不到10km，即其质量比太阳还要多44.1%，但半径比太阳还要少99.9%。这意味著其密度非常高，高达每立方米7.33×1017公斤，是太阳的1.25×1014倍。[2]作为一颗脉冲星，PSR B1913+16的自转非常之快。其自转速度为59.02999792988 ms，即每秒自转17次，比太阳的自转周期（25.05天）快3700万倍。PSR B1913+16距离地球21,000光年（6400秒差距）。[3]
参考资料
- ^ wikisky.org SKY-MAP for 19:15:28 / +16:06:27 (J2000 position). [2011-01-29]. （原始内容存档于2011-07-26）.
- ^ 2.0 2.1 2.2 Johnston, Robert. Binary pulsar PSR B1913+16. 30 August 2004 [2011-01-29]. （原始内容存档于2011-01-27）.
- ^ 3.0 3.1 3.2 3.3 3.4 Weisberg, J. M.; Taylor, J. H.; Fowler, L. A. Gravitational waves from an orbiting pulsar. Scientific American. October 1981, 245: 74–82. Bibcode:1981SciAm.245...74W. doi:10.1038/scientificamerican1081-74.
- ^ 4.0 4.1 Weisberg, J.M.; Taylor, J.H. The Relativistic Binary Pulsar B1913+16: Thirty Years of Observations and Analysis. F.A. Rasio and I.H. Stairs (eds.) (编). ASP Conference Series 328. Aspen, Colorado, USA: Astronomical Society of the Pacific: 25. July 2005 [2013-12-16]. Bibcode:2005ASPC..328...25W. arXiv:astro-ph/0407149
. （原始内容存档于2011-07-25）.
- ^ The Nobel Prize in Physics 1993. Nobel Foundation. [2011-03-12]. （原始内容存档于2013-10-14）.
for the discovery of a new type of pulsar, a discovery that has opened up new possibilities for the study of gravitation
- ^ 引力波与脉冲双星. [2011-01-29]. （原始内容存档于2013-12-16）.
- ^ Hulse-Taylor Pulsar (PSR 1913+16) - The Worlds of David Darling. [2013-12-16]. （原始内容存档于2013-12-16）.
- ^ Matzner, Richard Alfred. Dictionary of geophysics, astrophysics, and astronomy. CRC Press. 2001: 356. ISBN 0849328918., p. 356 （页面存档备份，存于互联网档案馆）
- ^ 9.0 9.1 Taylor, J. H.; Weisberg, J. M. A new test of general relativity - Gravitational radiation and the binary pulsar PSR 1913+16. Astrophysical Journal. 1982, 253: 908–920. Bibcode:1982ApJ...253..908T. doi:10.1086/159690.
- ^ Taylor, J. H.; Weisberg, J. M. Further experimental tests of relativistic gravity using the binary pulsar PSR 1913 + 16. Astrophysical Journal. 1989, 345: 434–450. Bibcode:1989ApJ...345..434T. doi:10.1086/167917.
- ^ 11.0 11.1 Weisberg, J. M.; Nice, D. J.; Taylor, J. H. Timing Measurements of the Relativistic Binary Pulsar PSR B1913+16. Astrophysical Journal. 2010, 722: 1030–1034. Bibcode:2010ApJ...722.1030W. arXiv:1011.0718v1 . doi:10.1088/0004-637X/722/2/1030.
- ^ Binary and Millisecond Pulsars - Living Reviews in Relativity. [2013-12-16]. （原始内容存档于2012-09-30）.
