PSR B1913+16

**PSR B1913+16**
觀測資料; 曆元 B1950.0
星座	天鷹座
星官
赤經	19h 13m 12.4655s
赤緯	16° 01′ 08.189″
視星等（V）
特性
光譜分類	脈衝星
U−B 色指數	?
B−V 色指數	?
天體測定
距離	21,000 ly ; (6400 pc)
詳細資料
質量	1.441 M☉
半徑	1.4×10-5 R☉
自轉	59.02999792988 ms

PSR B1913+16，又稱PSR J1915+1606，PSR 1913+16，是一顆位於雙星系統中的脈衝星，它和一顆中子星圍繞同一個質心公轉。這顆中子星是於1974年由普林斯頓大學物理學家拉塞爾·赫爾斯和約瑟夫·泰勒發現，因此亦被稱為赫爾斯-泰勒脈衝雙星（Hulse–Taylor binary pulsar）。PSR B1913+16是人類發現的首個脈衝雙星系統，通過對其深入研究首次發現重力波存在的間接定量證據，是對愛因斯坦廣義相對論的一項重要驗證，兩人也因此獲得1993年諾貝爾物理學獎。^[5]

發現

1974年，赫爾斯和泰勒使用位於波多黎各島的阿雷西博天文台305米口徑無線電望遠鏡，在天鷹座天域探測到脈衝信號，並辨認出其來源是一顆脈衝星。這顆高速旋轉、擁有強磁場的中子星一秒鐘自轉17次，即脈衝週期為59毫秒。赫爾斯和泰勒在對這顆脈衝星的進一步觀測發現它的脈衝週期有一個系統性的變化，有時候其脈衝信號的到達快於預期理論時間，有時候又比預期理論時間慢。這種變化是平滑而且重複的，週期為7.75小時^[6]。他們意識到這樣的變化可以用在嚴格軌道上繞一顆伴星運動引起的都卜勒效應來解釋。

雙星系統

這顆脈衝星和它的伴星圍繞它們的共同質心沿着偏心率很大的橢圓軌道互相旋轉，它們在各自軌道的運動遵循開普勒定律，其公轉週期為7.75小時。這個雙星系統的成員質量相近，大約為1.4個太陽質量。兩星的間距距離最近大約為1.1個太陽半徑，距離最遠時大約為4.8個太陽半徑^[7]。此外沒有觀測到該雙星系統的X射線輻射. 依據這些數據可以推斷: PSR B1913+16和它的伴星都是中子星。PSR B1913+16的軌道和天空平面呈45度傾斜，近拱點的位置每年改變4.2度^[8]。在1975年1月，它的近拱點剛好和我們的視線垂直。^[3]^[9]

赫爾斯和泰勒對這個脈衝雙星系統的深入研究發現，其公轉週期存在變小的趨勢，這種軌道衰減可以用愛因斯坦廣義相對論解釋（根據廣義相對論，一個雙星系統會通過重力輻射的形式損失能量。儘管這種能量損失一般相當緩慢，卻會使得雙星間的距離逐漸降低，同時降低的還有軌道週期）^[3]^[9]^[10]^[11]。這個雙星系統公轉週期變化率為每年減少76.5微秒，即其半長軸每年縮短3.5米^[12]。從現在開始計算，兩星旋近至合併需3億年的時間^[3]^[11]^[2]。

這個雙星系統的一些基本參數為：

伴星質量 1.387 太陽質量
公轉週期 7.751939106 小時
偏心率 0.617131
半長軸 1,950,100 千米
近拱點距離 746,600 千米
遠距離 3,153,600 千米
在近拱點時的公轉速度 (相對於質心) 450 千米/時
在遠拱點時的公轉速度 (相對於質心) 110 千米/時

於2004年，泰勒和喬爾·韋斯伯格公佈了一個新的數據分析，並縮減誤差率至0.2%。這0.2%是因為未知的銀河系常數，其中包括太陽與銀河系中心的距離、脈衝星的運動和與地球的距離。雖然他們已能改善測量前兩者的方式，但脈衝星與地球的距離仍然很難被確認。泰勒和韋斯伯格也繪製了脈衝星的二維無線電波束結構，並推測出不同進動下的各種脈衝形狀。他們發現，電波束會在緯向延長，並在縱向被擠壓往中心附近，導致其形狀猶如「∞」。^[4]

恆星特質

PSR B1913+16的質量為太陽質量的1.441倍，而半徑則為太陽半徑的1.4×10^-5倍（0.000014倍），不到10km，即其質量比太陽還要多44.1%，但半徑比太陽還要少99.9%。這意味着其密度非常高，高達每立方米7.33×10¹⁷公斤，是太陽的1.25×10¹⁴倍。^[2]作為一顆脈衝星，PSR B1913+16的自轉非常之快。其自轉速度為59.02999792988 ms，即每秒自轉17次，比太陽的自轉週期（25.05天）快3700萬倍。PSR B1913+16距離地球21,000光年（6400秒差距）。^[3]

參考資料

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外部連結

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[12] Binary and Millisecond Pulsars - Living Reviews in Relativity. [2013-12-16]. （原始內容存檔於2012-09-30）.

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