[论文解读] Relativistic Binary Pulsar B1913+16: Thirty Years of Observations and Analysis

J. M. Weisberg, J. H. Taylor|arXiv (Cornell University)|Jul 7, 2004

Pulsars and Gravitational Waves Research被引用 108

一句话总结

本论文基于对相对论双星脉冲星 PSR B1913+16 进行的30年计时与偏振数据，展示了观测到的轨道衰减与广义相对论预测的引力波辐射之间具有0.2%以内的精确一致性。此外，还揭示了测地进动导致脉冲轮廓发生可测量的变化，从而能够详细建模脉冲星的哑铃形辐射束，其在纬向方向拉长，且在中心附近经向方向发生压缩。

ABSTRACT

We describe results derived from thirty years of observations of PSR B1913+16. Together with the Keplerian orbital parameters, measurements of the relativistic periastron advance and a combination of gravitational redshift and time dilation yield the stellar masses with high accuracy. The measured rate of change of orbital period agrees with that expected from the emission of gravitational radiation, according to general relativity, to within about 0.2 percent. Systematic effects depending on the pulsar distance and on poorly known galactic constants now dominate the error budget, so tighter bounds will be difficult to obtain. Geodetic precession of the pulsar spin axis leads to secular changes in pulse shape as the pulsar-observer geometry changes. This effect makes it possible to model the two-dimensional structure of the beam. We find that the beam is elongated in the latitude direction and appears to be pinched in longitude near its center.

研究动机与目标

• 通过长期对相对论双星脉冲星 PSR B1913+16 的计时测量来检验广义相对论。
• 利用相对论轨道参数高精度测定脉冲星及其伴星的质量。
• 研究测地进动对脉冲轮廓的影响，并利用这些影响来建模脉冲星辐射束的三维结构。
• 约束辐射束几何形状，并评估系统性不确定性的主要来源，特别是银河常数和脉冲星距离的影响。

提出的方法

• 使用阿雷西博天文台的 WAPP 后端，在四个100 MHz频段内，以13 μs的计时精度收集了来自 PSR B1913+16 的脉冲到达时间测量数据。
• 采用 TEMPO 计时软件，基于 Damour 与 Deruelle (1985, 1986) 的形式化方法，拟合包含18个参数的相对论计时模型，包括轨道、天球测量和自旋参数。
• 测量了轨道周期变化率 ($\dot{P}_b$)，并利用太阳系相对于脉冲星系统的运动，对银河加速度效应进行了修正。
• 基于测量的轨道元素和推导出的质量，使用 Peters 与 Matthews (1963) 公式计算了广义相对论下的理论 $\dot{P}_b$。
• 通过相干去色散和将轮廓关于中心对称分解为偶数与奇数分量，分析了脉冲轮廓随时间的演化。
• 将非圆形、哑铃形的圆锥束模型拟合到1400 MHz轮廓的偶数分量上，其关键特征为束流在纬向拉长和经向中心区域压缩。

实验结果

研究问题

• RQ1 PSR B1913+16 观测到的轨道衰减在多大程度上与广义相对论预测的通过引力波辐射导致的能量损失一致？
• RQ2 过去30年中脉冲轮廓的长期变化在多大程度上反映了脉冲星自旋轴的测地进动？
• RQ3 脉冲星射电辐射束的三维结构是什么？它与简单圆锥形或圆形束有何偏离？
• RQ4 限制该系统引力波测试精度的主要系统性不确定性因素是什么？
• RQ5 在较低频率（430 MHz）下核心成分的存在及其演化如何为束流几何形状和视线运动提供信息？

主要发现

• 校正银河加速度后，测得的轨道周期变化率 ($\dot{P}_b = -2.4184 \pm 0.0009 \times 10^{-12}$ s/s) 与广义相对论预测值 ($\dot{P}_{b,GR} = -2.40242 \pm 0.00002 \times 10^{-12}$ s/s) 的差异在0.2%以内。
• 校正后的比值 $\dot{P}_{b,\text{corrected}} / \dot{P}_{b,GR} = 1.0013 \pm 0.0021$ 表明与广义相对论的一致性达到 $(0.13 \pm 0.21)$% 水平。
• 测得脉冲星和伴星的质量分别为 $m_p = 1.4414 \pm 0.0002$ 和 $m_c = 1.3867 \pm 0.0002$ 个太阳质量，其不确定性主要来自 $G$。
• 测地进动导致视线在辐射束上发生漂移，从而在30年内引起可测量的脉冲轮廓变化，自1990年代中期以来主峰分量的间距持续缩小。
• 辐射束最适宜建模为哑铃形、非圆形的圆锥束，其在纬向方向拉长，且在中心附近经向方向发生压缩，自旋角动量与轨道角动量之间存在约20°的夹角。
• 在430 MHz频段，脉冲轮廓的核心成分自1980年至2003年显著减弱，支持视线正逐渐偏离中心核心束流的模型。