Binaire pulsar

Twee objecten die om elkaar heen draaien, doen dat niet in absoluut cirkelvormige banen. De banen zijn vrijwel altijd elliptisch. Dus twee keer per omloop zijn ze het dichtst bij, en twee keer per omloop zijn ze het verste weg. Dit is duidelijk voor de aarde en de zon, maar het idee geldt veel breder.

Wanneer de twee lichamen dicht bij elkaar zijn, is het gravitatieveld sterker, en wordt het verstrijken van de tijd vertraagd. Bij pulsars wordt de tijd tussen de pulsen (of tikken) verlengd. Naarmate de pulserende klok langzamer door het zwakste deel van het veld reist, wint hij tijd terug. Dit is een relativistische tijdvertraging. Het is het verschil tussen wat men zou verwachten te zien als de pulsar met een constante afstand en snelheid rond zijn begeleider bewoog, en wat werkelijk wordt waargenomen.

Binaire pulsars zijn een van de weinige instrumenten waarover wetenschappers beschikken om bewijzen van gravitatiegolven te detecteren. Einsteins algemene relativiteitstheorie voorspelt dat twee neutronensterren zwaartekrachtgolven uitzenden als zij om een gemeenschappelijk massamiddelpunt draaien, waardoor de omloop-energie wordt weggevoerd en de twee sterren dichter naar elkaar toe trekken. Als de twee stellaire lichamen dichter bij elkaar komen, zal de ene pulsar vaak materie van de andere absorberen, waardoor een gewelddadig accretieproces ontstaat. Deze interactie kan het gas dat tussen de lichamen wordt uitgewisseld verhitten en röntgenstraling produceren die lijkt te pulseren, waardoor binaire pulsars soms röntgenstralingsbinaren worden genoemd. Deze stroom van materie van het ene stellaire lichaam naar het andere staat bekend als een accretieschijf. Milliseconde pulsars (of MSP's) creëren een soort "wind", die in het geval van binaire pulsars de magnetosfeer van de neutronensterren kan wegblazen en een dramatisch effect kan hebben op de pulsemissie.

De eerste binaire pulsar, PSR B1913+16 of de "Hulse-Taylor binaire pulsar" werd in 1974 op Arecibo ontdekt door Joseph Taylor en Russell Hulse, waarvoor zij in 1993 de Nobelprijs voor Natuurkunde wonnen. De pulsen van dit systeem zijn sinds hun ontdekking zonder haperingen tot op 15 μs nauwkeurig gevolgd.

De Nobelprijs voor 1993 werd toegekend aan Joseph Taylor en Russell Hulse nadat zij twee van dergelijke sterren hadden ontdekt. Toen Hulse een nieuwe pulsar, PSR B1913+16 genaamd, observeerde, merkte hij op dat de frequentie waarmee deze pulseerde fluctueerde. Men concludeerde dat de eenvoudigste verklaring was dat de pulsar met een hoge snelheid heel dicht om een andere ster heen draaide. Hulse en Taylor stelden vast dat de sterren even zwaar waren door deze pulsfluctuaties waar te nemen, wat hen deed geloven dat het andere ruimteobject ook een neutronenster was.

De waarnemingen van het verval van de omloopbanen van dit sterrensysteem kwamen bijna perfect overeen met Einsteins vergelijkingen. De relativiteit voorspelt dat na verloop van tijd de omloop-energie van een dubbelstersysteem wordt omgezet in gravitatiestraling. De gegevens die Taylor en zijn collega's verzamelden over de omlooptijd van PRS B1913+16 ondersteunden deze relativistische voorspelling. Zij rapporteerden in 1983 dat er een verschil was in de waargenomen minimale afstand van de twee pulsars vergeleken met wat verwacht werd als de baanafstand constant was gebleven. In de tien jaar na de ontdekking was de omlooptijd van het systeem met ongeveer 76 miljoenste van een seconde per jaar afgenomen. Dit betekent dat de pulsar zijn maximale afstand meer dan een seconde eerder naderde dan het geval zou zijn geweest als de baan gelijk was gebleven. Latere waarnemingen blijven deze afname aantonen.