Binární pulsar

Dva objekty obíhající kolem sebe nemají absolutně kruhovou dráhu, ale prakticky vždy eliptickou. Dvakrát za okruh jsou si tedy nejblíže a dvakrát za okruh jsou nejdále. To je zřejmé pro Zemi a Slunce, ale tato myšlenka platí mnohem šířeji.

Když jsou obě tělesa blízko sebe, gravitační pole je silnější a plynutí času se zpomaluje. U pulsarů se prodlužuje doba mezi jednotlivými pulsy (nebo tiky). Když pulzační hodiny procházejí nejslabší částí pole pomaleji, získávají čas zpět. Jedná se o relativistické zpoždění času. Je to rozdíl mezi tím, co bychom očekávali, že uvidíme, kdyby se pulsar pohyboval v konstantní vzdálenosti a rychlostí kolem svého souputníka, a tím, co skutečně pozorujeme.

Binární pulsary jsou jedním z mála nástrojů, které mají vědci k dispozici pro detekci gravitačních vln. Einsteinova obecná teorie relativity předpovídá, že dvě neutronové hvězdy budou při obíhání kolem společného středu hmoty vyzařovat gravitační vlny, které budou odnášet oběžnou energii a způsobí, že se obě hvězdy k sobě přiblíží. Jak se obě hvězdná tělesa k sobě přibližují, často jeden pulsar pohlcuje hmotu z druhého, což způsobuje prudký proces akrece. Tato interakce může zahřívat plyn vyměňovaný mezi tělesy a produkovat rentgenové světlo, které se může jevit jako pulzující, a proto se dvojhvězdy občas označují jako rentgenové dvojhvězdy. Tento tok hmoty z jednoho hvězdného tělesa na druhé se nazývá akreční disk. Milisekundové pulsary (neboli MSP) vytvářejí jakýsi "vítr", který v případě binárních pulsarů může odfouknout magnetosféru neutronových hvězd a mít dramatický vliv na emisi pulsů.

První binární pulsar, PSR B1913+16 neboli "Hulse-Taylorův binární pulsar", objevili v roce 1974 v Arecibu Joseph Taylor a Russell Hulse, za což v roce 1993 získali Nobelovu cenu za fyziku. Pulsní signály z tohoto systému byly od jeho objevu sledovány bez závad s přesností na 15 μs.

Nobelovu cenu za rok 1993 získali Joseph Taylor a Russell Hulse poté, co objevili dvě takové hvězdy. Když Hulse pozoroval nový pulsar pojmenovaný PSR B1913+16, všiml si, že frekvence, s níž pulsuje, kolísá. Došel k závěru, že nejjednodušším vysvětlením je, že pulsar obíhá velmi těsně kolem jiné hvězdy vysokou rychlostí. Hulse a Taylor na základě pozorování těchto pulzních fluktuací určili, že obě hvězdy jsou stejně těžké, což je vedlo k domněnce, že druhý prostorový objekt je rovněž neutronová hvězda.

Pozorování rozpadu oběžné dráhy této hvězdné soustavy téměř dokonale odpovídala Einsteinovým rovnicím. Relativita předpovídá, že energie oběžných drah binárního systému se časem přemění na gravitační záření. Údaje o oběžné době PRS B1913+16, které shromáždil Taylor se svými kolegy, tuto relativistickou předpověď potvrdily. V roce 1983 oznámili, že existuje rozdíl v pozorované minimální vzdálenosti obou pulsarů ve srovnání s očekávanou vzdáleností, pokud by orbitální vzdálenost zůstala konstantní. V desetiletí následujícím po objevu se oběžná perioda systému snížila přibližně o 76 miliontin sekundy za rok. To znamená, že se pulsar přiblížil ke své maximální vzdálenosti o více než sekundu dříve, než by tomu bylo v případě, že by dráha zůstala stejná. Následná pozorování toto zkrácení nadále prokazují.