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'''PSR 1913+16''' é uma [[estrela binária]] formada por um [[pulsar]] e outra estrela de nêutrons que orbitam um [[centro de massas|baricentro]] comum.
{{reciclagem|ciência=sim|data=maio de 2015}}
[[Imagem:ALSEP AS14-67-9386.jpg|direita|thumb|770 × 768 px|Espelho Refletor usado para medir a distância Lunar]]
Em astronomia, a '''distância lunar''' é a medida da distância da [[Terra]] até a [[Lua]]. Essa distância varia de acordo com a posição da Lua em sua [[Órbita da Lua|órbita]]. A distância média entre o centro da Terra e o centro da Lua é de 384.400 km<ref name="INPE"/><ref name="NSSDC"/>, a distância mais próxima ([[Periastro|perigeu]]) é de 363.300 km e a distância mais longa ([[Apoastro|apogeu]]) é de 405.500 km.<ref name="NSSDC"/>
 
== Descoberta ==
Medidas de alta-precisão da distância lunar foram feitas medindo-se o tempo levado para luz viajar entre aparelhos montados na Terra e [[Lunar Laser Ranging experiment|retrorefletores]] colocados na Lua por antigas missões tripuladas ou não tripuladas.
Em 1993, o Prêmio Nobel da Física foi atribuído a [[Russell Hulse]] e [[Joseph Hooton Taylor Jr.|Joseph Taylor]] da [[Universidade de Princeton]] pela sua descoberta em [[1974]] de um pulsar (estrela de nêutrons altamente magnetizada) junto a outra estrela de nêutrons, ambas em órbita ao redor de um [[centro de massas]] comum, formando um sistema binário, designado PSR 1913+16.
 
Usando a antena de 305m em [[Arecibo]], Hulse e Taylor detectaram uma pulsação de emissões de rádio e, assim, identificaram a fonte como um pulsar de rápida rotação. A estrela de nêutrons gira em seu eixo 17 vezes por segundo; assim o intervalo dos pulsos é de 59 milissegundos.
 
Após se verificar pulsos de rádio por algum tempo, Hulse e Taylor repararam que havia uma variação sistemática no tempo de chegada dos pulsos. Às vezes, os pulsos eram recebidos um pouco mais cedo do que o esperado; às vezes, mais tarde. Estas variações mudavam em uma maneira harmoniosa e repetitiva, com um período de 7,75 horas. Eles perceberam que tal comportamento era previsível e que o pulsar estava em uma órbita com outra estrela.
 
== Características ==
A primeira pessoa para medir a distância à Lua foi o astrônomo e geógrafo [[Hiparco]] no [[Século II a.C.]], que usou trigonometria simples. Ele estimou aproximadamente 26 000 km além da distância atual, um erro de cerca de 6,8%.
O pulsar e o seu companheiro seguem órbitas elípticas em torno de seu centro de massas comum. Cada estrela se move em sua órbita de acordo com as [[Leis de Kepler]]; em todos os momentos as duas estrelas se encontraram em lados opostos de uma linha que passa pelo centro de massa. O período do movimento orbital é 7,75 horas, e as estrelas - acredita-se - são quase iguais em massa, cerca de 1,4 massas solares. A distância mínima no [[periastro]] é de cerca de 1,1 raios solares; o máximo de separação no [[apoastro]] é 4,8 raios solares.
 
No caso do PSR 1913+16, a órbita é inclinada em cerca de 45 [[graus]] em relação ao plano do céu, e é orientado de tal ordem que o [[periastro]] ocorre quase perpendicular a nossa linha de visão.
 
Lembrando que uma estrela em uma órbita elíptica vai passar mais devagar quando está no [[apoastro]] do que quando se trata de no [[periastro]]. Em uma órbita excêntrica como a do PSR 1913+16, a velocidade radial varia entre um mínimo de 75&nbsp;km/seg a um máximo de 300&nbsp;km/seg.
 
A frequência da repetição dos pulsos, ou seja, o número de pulsos recebidos em cada [[segundo]], pode ser usada para inferir a velocidade radial do pulsar conforme ele através de sua [[órbita]]. Quando o pulsar está avançando para nós e está perto de seus [[periastro]]s, os pulsos devem se aproximar em conjunto; por isso, maior número deles será recebido por segundo e a taxa de repetição dos pulsos será mais elevada. Quando está se afastando de nós no apoastro, os pulsos devem ser mais dilatados e menor o número de pulsos detectados por segundo.
A Lua está se afastando da Terra a uma taxa de 3.8 cm por ano.
 
A diferença entre as velocidades negativas (blueshifts, aproximando-se da [[Terra]]) e as positivas (redshifts, afastando-se da Terra) mostra que a órbita é bastante excêntrica.
O Catálogo de Objetos Perto da Terra da NASA inclui a unidade de medida para asteroides e cometas.
{{referências|refs=
<ref name="INPE">{{Citar livro|url=http://www.inpe.br/ciaa2019/arquivos/pdfs/apostila_ciaa_2019_completa-compactado.pdf|autor=Instituto Nacional de Pesquisas Espaciais|título=Introdução à astronomia e astrofísica|local=São José dos Campos|editor=INPE - Divisão de Astrofísica|ano=2019|página=1-47|capítulo=Cap. 1|acessodata=11/01/2021}}</ref>
<ref name="NSSDC">{{citar web|url=https://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/moonfact.html|título=Moon Fact Sheet|acessodata=11/01/2021|autor=David R. Williams|data=13 de janeiro de 2020|língua=Inglês}}</ref>
}}
{{Portal3|Astronomia}}
 
Os pulsos também variam conforme o pulsar se move ao longo da sua órbita. Quando o pulsar está do lado de sua órbita mais próximo da [[Terra]], os impulsos chegam mais de 3 segundos antes do que eles fazem quando ele está do lado mais distante da Terra. A diferença é causada pela distância mais curta do pulsar quando sua órbita o coloca mais próximo da Terra. A diferença de 3 segundos-luz implica que a órbita é de cerca de 1 milhão de [[quilômetro]]s de [[diâmetro]].
[[Categoria:Astronomia]]
 
[[Categoria:Lua]]
Uma vez que a pulsação da emissão de rádio a partir do pulsar pode ser comparada a um relógio por pulsos (ticks), Hulse e Taylor perceberam que eles poderiam procurar por mudanças relativas causadas por mudanças na medição do tempo. Tal como já foi referido, o pulsar da velocidade orbital muda por um factor de quatro durante a sua órbita. Da mesma forma, uma vez que a órbita do pulsar em torno de seu companheiro é [[elipse|elíptica]], os dois estão mais próximos em alguns momentos do que em outros, de modo que o campo [[gravitacional]] alternadamente reforça o [[periastro]] e enfraquece o [[apoastro]]. Assim, o pulsar binário PSR1913 +16 fornece um poderoso teste de as previsões do comportamento do tempo percebida por um observador distante, de acordo com a teoria da relatividade de [[Einstein]].
 
Quando eles são aproximados, perto do apoastro, o [[campo gravitacional]] é mais forte, de modo a que a passagem de tempo é abrandada - o tempo entre os pulsos (ticks) aumenta exatamente como Einstein previu. O pulsar do relógio é abrandado quando está viajando mais rápido e na parte mais forte do campo gravitacional; ele a recupera, quando viaja mais devagar na parte mais fraca do campo.
 
A demora relativa do tempo é a diferença entre o que é observado e aquilo que seria de esperar para ver se a órbita do pulsar fosse circular, com a distância e a velocidade constantes em torno de seu companheiro.
 
A relação espaço-tempo na proximidade do pulsar é muito deformada. Essa curvatura faz com que o pulsar tenha uma órbita de antecedência. A órbita do pulsar aparece a rodar com o tempo, a órbita não é uma [[elipse]] fechada, mas um arco elíptico contínuo. A rotação do pulsar do periastro é análogo ao [[avanço do periélio]] de [[Mercúrio (planeta)|Mercúrio]] em sua órbita. O avanço observado para PSR1913+16 é de cerca de 4,2 graus por ano, o [[pulsar]] do periastro avança em um único dia o que o periélio de Mercúrio avança em um [[século]].
 
A relatividade prevê que ao longo do tempo a energia do sistema [[binário]] é convertida em energia orbital gravitacional radioativa. Em [[1983]], Taylor e colaboradores relataram que houve uma mudança na sistemática durante o periastro, relativa ao tempo de esperaria caso a separação orbital permanecesse constante. Os dados obtidos na primeira década após a descoberta mostrou uma diminuição do período orbital como relatado por Taylor e os seus colegas de cerca de 76 milionésimos de um [[segundo]] por [[ano]]. Até [[1982]], o pulsar estava chegando em seu periastro mais de um segundo mais cedo do que teria sido esperado se a órbita se mantivesse constante desde [[1974]].
 
Durante estes dez anos, continuou-se a calendarização do pulsar e revelou-se a contínua diminuição exatamente como predita por Einstein.
 
O sistema binário está a perder energia, as órbitas estão encolhendo, e algum dia as duas [[estrela]]s deveram colidir. Essa concentração poderia produzir um forte radiação gravitacional suficiente para ser detectada pelos instrumentos como o ''Inteferometer Gravitational-Wave Observatory'' agora em construção.
 
A órbita do pulsar está a diminuir com o [[tempo]], actualmente, a órbita encolhe em cerca de 3,1&nbsp;mm por órbita. As duas estrelas vão fundir em cerca de 300 milhões de anos.
 
== Outros pulsares ==
* [[PSR 1919+21]]
* [[PSR B1937+21]]
* [[Cen X-3]] - 1º pulsar de raios-X a ser descoberto
* [[SAX J1808.4-3658]]
* [[PSR B1257+12]] - 1º pulsar com planeta a ser descoberto
* [[PSR J0737-3039|PSR J0737−3039]]
* [[SGR 1806-20]]
* [[PSR J1748-2446ad]] - pulsar com rotação mais rápida
 
== Outras leituras ==
* "As medições do General Relativistic Efeitos no Binário Pulsar PSR1913 +16" Taylor, JH, Fowler, LA e Weisberg, JM 1979, Nature 277, 437.
* "O Pulsar binário: Gravity Waves existe", Will, C. 1987, Mercury, Nov-Dez, p.&nbsp;162.
* "Ondas gravitacionais de um Orbitando Pulsar", Weisberg, JM, Taylor, JH e Fowler, LA, 1981, Scientific American Oct, 74.
 
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[[Categoria:AstronomiaPulsar]]
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