PSR 1913+16

PSR B1913+16, ou PSR J1915+1606 (voir Désignation des pulsars) est un pulsar binaire, c'est-à-dire un système binaire dont l'une des deux composantes est un pulsar. L'autre composante de ce système est invisible avec les instruments actuels, et sa masse, connue très précisément, suggère qu'il s'agit d'une étoile à neutrons. Cette étoile à neutrons pourrait éventuellement être un pulsar elle aussi, mais le faisceau d'émission éventuel qu'elle envoie ne balaie pas le Système solaire.

PSR B1913+16 est le premier représentant découvert de la classe des pulsar binaires. Il est aussi l'un des plus étudiées, du fait de ses caractéristiques orbitales très intéressantes. En effet l'orbite de ce système est extrêmement resserrée, les deux astres orbitant dans un volume qui pourrait presque être compris à l'intérieur du Soleil, sa période orbitale étant comprise entre 7 et 8 heures. L'extrême régularité des signaux émis par le pulsar permet de déterminer les paramètres orbitaux du système avec une précision impressionnante, au point qu'il est possible d'observer l'infime accélération de la période orbitale du système, signe que son extension diminue au cours du temps. Le phénomène physique à l'origine de ce raccourcissement de l'orbite est le rayonnement gravitationnel, c'est-à-dire l'émission d'ondes gravitationnelles prédite par la relativité générale et consécutive à l'accélération produite par des corps massifs.

PSR B1913+16 a été découvert en 1974 par les radioastronomes Russell Alan Hulse et Joseph Hooton Taylor de l'université de Princeton. L'observation qu'ils ont par la suite faite du rayonnement gravitationnel de ce système leur a valu le prix Nobel de physique en 1993.

Après avoir mesuré les impulsions pendant quelque temps, Hulse et Taylor notent qu'il existe des variations systématiques de l'heure d'arrivée du signal, parfois le signal est reçu un peu plus tôt que prévu, parfois un peu plus tard. Ces modifications leur apparaissent graduelles et périodiques avec une période de 7,75 heures. Ils réalisent que le comportement du signal est identique à celui prévu par la théorie pour un système binaire.

Le pulsar et son compagnon suivent des orbites elliptiques autour de leur centre de masse commun. Chaque étoile se déplace sur son orbite en accord avec les lois de Kepler; à tout instant chaque composante du système binaire se situe aux opposés d'une ligne passant par le centre de masse. La période de l'orbite est de 7,75 heures et les masses des composantes sont proches de 1,4 fois la masse du Soleil.

La séparation minimale des composants, au périastre, est de 1,1 fois le rayon du Soleil, la maximale, à l'apoastre, de 4,8 fois le rayon du Soleil. L'orbite est inclinée de 45° et orientée de telle façon que le périastre soit presque perpendiculaire à la ligne de visée.

L'orbite a évolué depuis la découverte de ce système en accord avec les prédictions faite par la théorie de la relativité générale.

Voir aussi

• Liste de pulsars notables

Liens externes

• (en) PSR B1913+16 sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg
• (en) Données sur PSR B1913+16 sur le catalogue de pulsars de l'Australia Telescope National Facility

Référence

• (en) J. M. Weisberg & J. H. Taylor, Le pulsar binaire relativiste B1913+16 : trente ans d'observations et d'analyse, juillet 2004.

Notes

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