Diferenças entre edições de "PSR 1913+16"

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'''PSR 1913+16''' (também conhecido como '''pulsar Hulse-Taylor''') é uma [[estrela binária]] formada por um [[pulsar]] e outra estrela de nêutrons que orbitam um [[centro de massas|baricentro]] comum. Foi o primeiro pulsar binário a ser descoberto e rendeu o prêmio nobel de física de 1993 a Hulse e Taylor.<ref name="Kepler"/><ref name="ESO"/><ref name="Nobel"/>
{{revisão|data=abril de 2012}}
'''PSR 1913+16''' é uma [[estrela binária]] formada por um [[pulsar]] e outra estrela de nêutrons que orbitam um [[centro de massas|baricentro]] comum.
 
== Descoberta ==
[[Ficheiro:Doublesystar.gif|miniaturadaimagem|Diagrama esquemático de um sistema de dois corpos orbitando o centro de massas.]]
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.
Em 1974, o [[Astrofísica|astrofísico]] norte-americano Russel Alan Hulse (então estudante de doutorado), juntamente com Joseph Hooton Taylor estavam procurando por novos pulsares, usando a antena de 305 m do [[Radiotelescópio de Arecibo|radiobservatório de Arecibo]], em Porto Rico.<ref name="SA"/><ref name="Cattani"/>
 
UsandoA pesquisa revelou a antenaexistência de 305m40 emnovos pulsares, porém o mais notável era o PSR 1913 +16 (que indica um pulsar localizado nas coordenadas de [[AreciboAscensão reta|ascenção reta]], Hulse19 horas e Taylor13 detectaramminutos umae pulsaçãona [[declinação]] de emissões16 graus norte), observado no dia 02 de rádiojulho e,de assim1974, identificaramna a[[Aquila|constelação fonteda comoÁguia]]. Tratava-se de um pulsar de rápida rotação., Aa estrela de nêutrons giragirava em seu eixo aproximadamente 17 vezes por segundo;, assim o intervalo dos pulsos éera de 59 milissegundos.<ref name="SA"/><ref name="Cattani"/>
 
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.
 
Após seestudar verificaros [[Radiofrequência|pulsos de rádio]] por algum tempo, Hulse e Taylor repararam que havia uma variação sistemática no tempo de chegada dos pulsos (diferentemente dos pulsares conhecidos). 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 comde outro corpo. O estudo posterior mostrou que esse corpo era, muito provavelmente, outra estrela de nêutrons (portanto, um outro pulsar, cujo feixe de ondas de rádio não apontava para a Terra).<ref name="SA"/><ref name="Cattani"/>
== Características ==
O pulsar e o seusua companheirocompanheira seguem [[Órbita|órbitas]] [[Elipse|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.
 
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 depercorre sua órbita por meio do [[órbitaefeito Doppler]]. Quando o pulsar está avançando paraem nósnossa edireção, estáocorre pertoo de seuschamado ''[[periastroDesvio para o azul|blueshift]]s'', os pulsos devem se aproximaraproximam em conjunto;, por isso, um maior número deles será recebido por segundo e a taxa de repetição dos pulsos será mais elevada. Quando está se afastando de nós, noocorre apoastroo ''[[Desvio para o vermelho|redshift]]'', os pulsos devem sersão mais dilatadosespaçados no tempo e um menor o número de pulsos detectadosserá detectado por segundo. A velocidade radial máxima medida foi de 300&nbsp;km/s e a velocidade mínima foi de 75&nbsp;km/s, indicando uma órbita altamente excêntrica.<ref name="SA" />
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.
 
OsO tempo de chegada dos pulsos também variamvaria conforme o pulsar se move ao longo da sua órbita. Quando o pulsar está do lado de sua órbita mais próximo da [[Terra]], os impulsospulsos 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 [[Segundo-luz|segundos-luz]] implica que a órbita é detem cerca de 1 milhão de [[quilômetro]]s de [[diâmetro]].<ref name="SA" />
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.
 
O período do movimento orbital é 7,75 horas, e as estrelas - acredita-se - são quase iguais em [[massa]], cerca de 1,4 [[Massa solar|massas solares]]. A distância mínima no [[periastro]] é de cerca de 1,1 raios solares, a distância máxima de separação no [[apoastro]] é 4,8 raios solares e o plano que contém sua órbita é inclinado em cerca de 45 [[graus]] em relação à nossa [[linha de visada]].<ref name="SA" />
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.
 
== Efeitos da teoria da relatividade ==
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.
Um pulsar binário é uma ferramenta única para testar leis físicas fundamentais da física. O pulsar e sua companheira são mais massivos que o [[Sol]], possuem velocidades orbitais da ordem de 300&nbsp;km/s em e descrevem órbitas muito próximas um do outro (chegando a uma separação mínima equivalente a um raio do Sol). Nessas circunstâncias formam um sistema ideal para estudos de [[Campo gravitacional|campos gravitacionais]] intensos.<ref name="SA"/>
 
Uma vez que a pulsação da emissão de rádio do pulsar é extremamente estável, ele pode ser comparado a um relógio por pulsos (''ticks''). Esse pulsar é, portanto, um relógio preciso orbitando em um campo gravitacional intenso de outro corpo, fornecendo um poderoso teste das previsões do comportamento do tempo como percebido por um observador distante, de acordo com a [[teoria da relatividade]] de [[Einstein]].<ref name="SA"/>
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]].
 
UmaUm vezdos quefenômenos aprevistos pulsaçãopor daEinstein emissãoera deque rádioo atempo partirmedido dopor pulsarum poderelógio serem comparadamovimento aseria um relógioalterado por pulsossua (ticks),velocidade Hulserelativa ea Taylorum perceberamobservador queexterno elese poderiamtambém procurarpelo porcampo mudançasgravitacional. relativasO causadasmovimento pororbital mudançasdesse napulsar mediçãogera doesses tempodois fenômenos. Tal como já foi referido, o pulsar daa velocidade orbital do pulsar muda por um factor defator quatro durante a sua órbita. Da mesma forma, uma vez que a órbita do pulsar em torno de seusua companheirocompanheira é [[elipse|elíptica]], os dois estão mais próximos em alguns momentos do que em outros, de modo que o campo [[gravitacional]] é, alternadamente, reforçareforçado ono [[periastro]] e enfraqueceenfraquecido ono [[apoastro]]. Assim,Os odois pulsarefeitos bináriose PSR1913combinam +16para forneceavançar umou poderosoretardar testeo detempo asentre previsõesos dopulsos comportamentopor doaproximadamente tempo4 percebidamilisegundos porem umdiferentes observadorpartes distante,da deórbita. acordoEsse comefeito afoi teoriamedido dapor Hulse e Taylor com uma relatividadeprecisão de [[Einstein]]10%.<ref name="SA" />
 
Outro fenômeno previsto pela teoria da relatividade é o avanço do periastro do pulsar, ou seja, um giro que ocorre no periastro a medida que a órbita elíptica do pulsar roda no seu [[Plano orbital|plano]]. Esse efeito é causado pela curvatura do [[espaço-tempo]] nas proximidades da estrela companheira do pulsar e é análogo ao [[Precessão do periélio de Mercúrio|avanço do periélio de Mercúrio]] em sua órbita. A teoria da relatividade previa um avanço de aproximadamente 4 graus por ano, o valor exato depende da massa total do pulsar e sua companheira, as medidas feitas por Hulse e Taylor indicaram um avanço de 4,2 graus por ano, em bom acordo com a previsão.<ref name="SA" />
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.
[[Ficheiro:PSR B1913+16 period shift graph PT.svg|miniaturadaimagem|300x300px|Época acumulada (tempo) da passagem pelo periastro do pulsar PSR 1913+16 (em segundos), medidos ao longo de 30 anos. Os pontos em vermelhos são os dados experimentais e a linha azul é o calculado pela teoria da relatividade.<ref name="Aspen" />]]
=== Ondas gravitacionais ===
Uma outra previsão da teoria geral da relatividade é a existência de [[Onda gravitacional|ondas gravitacionais]]. Essas ondas seriam emitidas quando massas fossem aceleradas, nesse caso as massas seriam o pulsar e sua companheira. Essas ondas são ondulações no espaço-tempo e se propagam à [[Velocidade da luz|velocidade da luz.]] Ainda de acordo com a teoria, essas ondas devem carregar uma certa quantidade da [[energia cinética]] orbital do par binário. Dessa forma, a energia orbital deveria diminuir gradualmente, fazendo com que o pulsar se aproximasse de sua companheira e o [[período orbital]] diminuísse.<ref name="SA"/><ref name="Cattani"/>
 
A diminuição do período orbital calculado deveria ser de 6,7&nbsp;x&nbsp;10<sup>-8</sup>&nbsp;s por órbita ou ainda 76&nbsp;μs por ano.<ref name="Fapesp" /><ref name="SA" /> Embora não haja possibilidade de medir-se diretamente esse valor tão pequeno, o decremento no período orbital altera a [[Elementos orbitais|época acumulada da passagem pelo periastro]], que pode ser comparado com um sistema hipotético cujo período orbital permanece constante (vide gráfico ao lado).
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.
 
Hulse e Taylor determinaram que suas medidas eram consistentes com os cálculos baseados na teoria da relatividade geral com uma precisão de 0,5%.<ref name="Kepler" /><ref name="ESO" /><ref name="SA" /><ref name="Escobar" />
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 órbita do pulsar está a diminuir com o [[tempo]], actualmente, a órbita encolhe em cerca de 3,1&nbsp;mm por órbita., portanto, Asas duas estrelas vão se fundir em cerca de 300 milhões de anos.<ref name="SA" />
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 J1748-2446ad]] - pulsar com rotação mais rápida
 
{{referências |refs=
== Outras leituras ==
<ref name="Kepler">{{Citar livro|autores=Kepler de Souza Oliveira Filho,Maria de Fátima Oliveira Saraiva|título=Astronomia E Astrofísica|edição=2a|local=São Paulo|editora=Editora Livraria da Física|ano=2004|capítulo=Capítulo - 28.2|isbn =8588325233}}</ref>
* "As medições do General Relativistic Efeitos no Binário Pulsar PSR1913 +16" Taylor, JH, Fowler, LA e Weisberg, JM 1979, Nature 277, 437.
<ref name="ESO">{{citar web|url=https://www.eso.org/public/brazil/news/eso1319/|título=Einstein ainda está certo|acessodata=22/02/2021|data=25 de Abril de 2013|obra=eso1319pt-br — Nota de imprensa científica|publicado=ESO-European Southern Observatory}}</ref>
* "O Pulsar binário: Gravity Waves existe", Will, C. 1987, Mercury, Nov-Dez, p.&nbsp;162.
<ref name="SA">{{Citar periódico|titulo =Gravitational waves from an orbiting pulsar|jornal =Scientific American|ultimo1 =Weisberg |primeiro1 =Joel M. |ultimo2 =Taylor |primeiro2 =Joseph H. |ultimo3 =Fowler |primeiro3 =Lee A.|ano =1981 |mes =Outubro |volume =245 |numero =4 |pagina =74-82 |doi =10.1038/scientificamerican1081-74 |bibcode =1981SciAm.245d..74W |idioma =Inglês }}</ref>
* "Ondas gravitacionais de um Orbitando Pulsar", Weisberg, JM, Taylor, JH e Fowler, LA, 1981, Scientific American Oct, 74.
<ref name="Cattani">{{Citar periódico|titulo =Detecção de ondas gravitacionais|jornal =Caderno Brasileiro de Ensino de Física|ultimo1 =Bassalo |primeiro1 =José Maria Filardo |ultimo2 =Cattani |primeiro2 =M. |ano =2016 |mes =Dezembro |volume =33 |numero =3 |pagina =879-895 |doi =10.5007/2175-7941.2016v33n3p879 |url =https://periodicos.ufsc.br/index.php/fisica/article/view/2175-7941.2016v33n3p879/32994 |acessadoem =22/02/2021}}</ref>
 
<ref name="Nobel">{{citar web|url=https://www.nobelprize.org/prizes/physics/1993/press-release/|título=The Nobel Prize in Physics 1993|acessodata=23/02/2021|data=13 de outubro de 1993|publicado=The Nobel Prize|língua=Inglês}}</ref>
<ref name="Fapesp">{{citar web|url=https://revistapesquisa.fapesp.br/na-onda-do-graviton/|título=Na onda do gráviton|acessodata=24/02/2021|data=Janeiro de 2001|publicado=Pesquisa FAPESP}}</ref>
<ref name="Escobar">{{Citar periódico|titulo =Mecânica relacional: a propósito de uma resenha|jornal =Revista Brasileira de Ensino de Física|ultimo1 =Escobar |primeiro1 =O. |ultimo2 =Pleitez |primeiro2 =V.|data =Setembro de 2001 |volume =23 |numero =3 |pagina =260-270 |editora =Sociedade Brasileira de Física |url =http://www.sbfisica.org.br/rbef/pdf/v23_260.pdf |acessadoem =24/02/2021}}</ref>
<ref name="Aspen">{{Citar periódico|titulo =Relativistic Binary Pulsar B1913+16: Thirty Years of Observations and Analysis|jornal =Binary Radio Pulsars ASP Conference Series|ultimo1 =Weisberg |primeiro1 =Joel M. |ultimo2 =Taylor |primeiro2 =Joseph H.|
data =7 de Julho de 2004 |editora = eds. F.A. Rasio & I.H. Stairs |local =Aspen |url =https://arxiv.org/abs/astro-ph/0407149v1 |idioma =Inglês |acessadoem =26/02/2021}}</ref>
}}
{{DEFAULTSORT:Psr 191316}}
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[[Categoria:Ondas gravitacionais]]
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[[Categoria:Constelação de Aquila]]
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