हुल्स-टेलर पल्सर

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Further information: Binary pulsar and Tests of general relativity
PSR B1913+16
Observation data
Epoch B1950.0      Equinox B1950.0
Constellation Aquila[1]
Right ascension 19h 13m 12.4655s
Declination 16° 01′ 08.189″
Astrometry
Distance21,000 ly
(6,400 pc)
Details[2]
Mass1.441 M☉
Rotation59.02999792988 ms
Other designations
PSR B1913+16,[3] PSR J1915+1606,[3] Hulse–Taylor binary pulsar,[4] Hulse–Taylor system,[5] Hulse–Taylor binary, Hulse–Taylor pulsar,[6] Hulse–Taylor PSR[3]
Database references
SIMBADdata
PSR B1913+16 का कक्षीय क्षय।[7] डेटा बिंदु तिथि के साथ पेरीस्ट्रॉन के युग में देखे गए परिवर्तन का संकेत देते हैं जबकि परवलय सामान्य सापेक्षता के अनुसार युग में सैद्धांतिक रूप से अपेक्षित परिवर्तन को दर्शाता है।

हल्स-टेलर पलसर (PSR B1913+16, PSR J1915+1606 या PSR 1913+16 के रूप में जाना जाता है) एक न्यूट्रॉन स्टार और एक पल्सर से बना एक बाइनरी स्टार सिस्टम है जो अपने कॉमन केन्द्रक के चारों ओर परिक्रमा करता है। यह अब तक खोजा गया पहला बाइनरी पल्सर है।

पल्सर की खोज 1974 में मैसाचुसेट्स एमहर्स्ट विश्वविद्यालय के रसेल एलन हुल्स और जोसेफ हूटन टेलर जूनियर ने की थी। सिस्टम की उनकी खोज और इसके विश्लेषण ने उन्हें एक नए प्रकार के पल्सर की खोज के लिए भौतिकी में 1993 का नोबेल पुरस्कार दिया। , एक खोज जिसने गुरुत्वाकर्षण के अध्ययन के लिए नई संभावनाओं को खोल दिया है।[8]


डिस्कवरी

Arecibo वेधशाला 305 मीटर डिश का उपयोग करते हुए, हल्स और टेलर ने स्पंदित रेडियो आवृत्ति उत्सर्जन का पता लगाया और इस प्रकार एक पल्सर के रूप में स्रोत की पहचान की, एक तेजी से घूमने वाला, अत्यधिक चुम्बकीय न्यूट्रॉन तारा। न्यूट्रॉन तारा अपनी धुरी पर प्रति सेकंड 17 बार घूमता है; इस प्रकार नाड़ी की अवधि 59 मिलीसेकंड है।

कुछ समय के लिए रेडियो स्पंदनों का समय निर्धारण करने के बाद, हल्स और टेलर ने देखा कि दालों के आगमन के समय में एक व्यवस्थित भिन्नता थी। कभी-कभी, दाल अपेक्षा से थोड़ी जल्दी प्राप्त हो जाती थी; कभी-कभी, अपेक्षा से बाद में। 7.75 घंटे की कक्षीय अवधि के साथ, ये विविधताएं सुचारू और दोहरावदार तरीके से बदल गईं। उन्होंने महसूस किया कि इस तरह के व्यवहार की भविष्यवाणी की जाती है यदि पल्सर एक बाइनरी सिस्टम (खगोल विज्ञान) में किसी अन्य स्टार के साथ होता है, बाद में एक और न्यूट्रॉन स्टार होने की पुष्टि होती है।[9]


स्टार सिस्टम

पल्सर और उसके न्यूट्रॉन स्टार साथी दोनों अपने सामान्य द्रव्यमान केंद्र के चारों ओर अण्डाकार कक्षाओं का अनुसरण करते हैं। कक्षीय गति की अवधि 7.75 घंटे है, और माना जाता है कि दो न्यूट्रॉन सितारों का द्रव्यमान लगभग 1.4 सौर द्रव्यमान के बराबर है। दो न्यूट्रॉन सितारों में से केवल एक से रेडियो उत्सर्जन का पता चला है।

पेरीस्ट्रॉन पर न्यूनतम पृथक्करण लगभग 1.1 सौर त्रिज्या है; एपैस्ट्रॉन पर अधिकतम पृथक्करण 4.8 सौर त्रिज्या है। आकाश के तल के संबंध में कक्षा लगभग 45 डिग्री पर झुकी हुई है। पेरिआस्ट्रोन का अभिविन्यास कक्षीय गति (पेरिआस्ट्रोन के सापेक्षिक अग्रगमन) की दिशा में लगभग 4.2 डिग्री प्रति वर्ष बदलता है। जनवरी 1975 में, यह उन्मुख था ताकि पेरीस्ट्रॉन पृथ्वी से दृष्टि की रेखा के लंबवत हो।[2][10]


सामान्य सापेक्षता के परीक्षण के रूप में प्रयोग करें

अल्बर्ट आइंस्टीन के सापेक्षता के सामान्य सिद्धांत द्वारा वर्णित गुरुत्वाकर्षण तरंगों के कारण ऊर्जा के नुकसान के साथ सटीक समझौते में, द्विआधारी प्रणाली की शुरुआत में खोज के बाद से कक्षा का क्षय हो गया है।[2][10][11][12] प्रेक्षित और कक्षीय क्षय की अनुमानित दर के अनुपात की गणना 0.997 ± 0.002 की जाती है।[12]वर्तमान में इस प्रणाली द्वारा उत्सर्जित गुरुत्वीय तरंगों की कुल शक्ति 7.35 × 10 होने की गणना की जाती है24 वाट। तुलना के लिए, यह सूर्य द्वारा प्रकाश में विकिरित शक्ति का 1.9% है। विशेष रूप से सूर्य और बृहस्पति और ग्रहों के अपेक्षाकृत छोटे द्रव्यमान के बीच, बहुत अधिक दूरी और कक्षा के समय के कारण, सौर प्रणाली गुरुत्वाकर्षण तरंगों में केवल लगभग 5,000 वाट का विकिरण करती है।

गुरुत्वाकर्षण विकिरण के कारण तुलनात्मक रूप से बड़ी ऊर्जा हानि के साथ, कक्षीय अवधि में कमी की दर प्रति वर्ष 76.5 microsecond है, सेमीमेजर अक्ष की कमी की दर प्रति वर्ष 3.5 मीटर है, और अंतिम अंतःप्रेरणा तक की गणना जीवनकाल 300 मिलियन वर्ष है।[2][12]

2004 में, टेलर और जोएल एम. वेसबर्ग ने अब तक के प्रायोगिक डेटा का एक नया विश्लेषण प्रकाशित किया, जिसमें यह निष्कर्ष निकाला गया कि डेटा और अनुमानित परिणामों के बीच 0.2% की असमानता गैलेक्टिक केंद्र से सूर्य की दूरी सहित खराब ज्ञात गैलेक्टिक स्थिरांक के कारण है। पल्सर की उचित गति और पृथ्वी से इसकी दूरी। जबकि पहले दो मात्राओं के बेहतर मापन के लिए प्रयास चल रहे हैं, उन्होंने पल्सर दूरी के ज्ञान में महत्वपूर्ण सुधार की बहुत कम संभावना देखी, इसलिए सख्त सीमाएं प्राप्त करना मुश्किल होगा। टेलर और वीसबर्ग ने इस तथ्य का उपयोग करते हुए पल्सर की द्वि-आयामी बीम संरचना का भी मानचित्रण किया कि सिस्टम की पुरस्सरण अलग-अलग नाड़ी के आकार की ओर ले जाती है। उन्होंने पाया कि बीम का आकार अक्षांशीय रूप से लम्बा होता है, और केंद्र के पास अनुदैर्ध्य रूप से पिंच होता है, जिससे एक आकृति आठ जैसी समग्र आकृति बनती है।[7]

2016 में, वीसबर्ग और हुआंग ने 0.16% असमानता के साथ आगे के परिणाम प्रकाशित किए, यह पाते हुए कि अनुमानित मूल्य की तुलना में देखे गए मूल्य का अनुपात 0.9983 ± 0.0016 था।[13] वे इस सुधार के मुख्य चालक को 1.8σ से 1σ विसंगति का नाम देते हैं, जैसा कि 2014 में प्रकाशित गांगेय स्थिरांक में सुधार हुआ है।

विशेषताएं

  • साथी का द्रव्यमान: 1.387 M☉
  • सिस्टम का कुल द्रव्यमान: 2.828378(7) M☉ }
  • कक्षीय अवधि: 7.751938773864 घंटा
  • सनकीपन: 0.6171334
  • सेमीमेजर एक्सिस: 1,950,100 किमी
  • पेरीस्ट्रॉन पृथक्करण: 746,600 कि.मी
  • अपस्ट्रॉन पृथक्करण: 3,153,600 कि.मी
  • पेरीएस्ट्रोन पर तारों का कक्षीय वेग (द्रव्यमान के केंद्र के सापेक्ष): 450 किमी/सेकेंड
  • अपस्ट्रॉन पर तारों का कक्षीय वेग (द्रव्यमान के केंद्र के सापेक्ष): 110 किमी/सेकंड

यह भी देखें

संदर्भ

  1. ↑ wikisky.org SKY-MAP for 19:15:28 / +16:06:27 (J2000 position)
  2. ↑ 2.0 2.1 2.2 2.3 Weisberg, J. M.; Taylor, J. H.; Fowler, L. A. (October 1981). "Gravitational waves from an orbiting pulsar". Scientific American. 245 (4): 74–82. Bibcode:1981SciAm.245d..74W. doi:10.1038/scientificamerican1081-74.
  3. ↑ 3.0 3.1 3.2 "PSR J1915+1606". SIMBAD. Centre de données astronomiques de Strasbourg.
  4. ↑ Ashwin Ramaswami. "Pulsars". Encyclopedia of Science. Enscience. Archived from the original on 2016-03-08.
  5. ↑ Christopher Wanjek (2005-05-30). "Orbiting Stars Flooding Space With Exotic Gravitational Waves". NASA.
  6. ↑ "Hulse-Taylor Pulsar (PSR 1913+16)". Encyclopedia of Science. The Worlds of David Darling.
  7. ↑ 7.0 7.1 Weisberg, J.M.; Taylor, J.H. (July 2005). "The Relativistic Binary Pulsar B1913+16: Thirty Years of Observations and Analysis". Written at Aspen, Colorado, United States. In F.A. Rasio; I.H. Stairs (eds.). Binary Radio Pulsars. ASP Conference Series. Vol. 328. San Francisco: Astronomical Society of the Pacific. p. 25. arXiv:astro-ph/0407149. Bibcode:2005ASPC..328...25W.
  8. ↑ "The Nobel Prize in Physics 1993". Nobel Foundation. Retrieved 2018-10-27. एक नए प्रकार के पल्सर की खोज के लिए, एक ऐसी खोज जिसने गुरुत्वाकर्षण के अध्ययन के लिए नई संभावनाओं को खोल दिया है
  9. ↑ Weisberg, J. M.; Nice, D. J.; Taylor, J. H. (20 October 2010). "Timing Measurements of the Relativistic Binary Pulsar PSR B1913+16". The Astrophysical Journal. 722 (2): 1030–1034. arXiv:1011.0718. Bibcode:2010ApJ...722.1030W. doi:10.1088/0004-637X/722/2/1030. S2CID 118573183.
  10. ↑ 10.0 10.1 Taylor, J. H.; Weisberg, J. M. (1982). "A new test of general relativity – Gravitational radiation and the binary pulsar PSR 1913+16". Astrophysical Journal. 253: 908–920. Bibcode:1982ApJ...253..908T. doi:10.1086/159690.
  11. ↑ Taylor, J. H.; Weisberg, J. M. (1989). "Further experimental tests of relativistic gravity using the binary pulsar PSR 1913 + 16". Astrophysical Journal. 345: 434–450. Bibcode:1989ApJ...345..434T. doi:10.1086/167917. S2CID 120688730.
  12. ↑ 12.0 12.1 12.2 Weisberg, J. M.; Nice, D. J.; Taylor, J. H. (2010). "Timing Measurements of the Relativistic Binary Pulsar PSR B1913+16". Astrophysical Journal. 722 (2): 1030–1034. arXiv:1011.0718. Bibcode:2010ApJ...722.1030W. doi:10.1088/0004-637X/722/2/1030. S2CID 118573183.
  13. ↑ Weisberg, J. M.; Huang, Y. (21 September 2016). "Relativistic measurements from timing the binary pulsar PSR B1913+16". The Astrophysical Journal. 829 (1): 55. arXiv:1606.02744. Bibcode:2016ApJ...829...55W. doi:10.3847/0004-637X/829/1/55. S2CID 119283147.
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