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PSR J0437-4715

PSR J0437-4715 es un púlsar descubierto en el sondeo Parkes de 70 cm,[1]​ sigue siendo el pulsar de milisegundos (MSP) más cercano y brillante conocido. El púlsar gira alrededor de su eje 173,7 veces por segundo y, por lo tanto, completa una rotación cada 5,75 milisegundos. Emite un haz de radio parecido a un reflector que pasa por la Tierra cada vez que gira. Actualmente el objeto ubicado más precisamente fuera del sistema solar, el PSR J0437-4715 está a 156,3 parsecs o 509,8 años luz de distancia.[2]​

Este púlsar se distingue por ser el reloj natural más estable conocido y es discutiblemente más estable que los relojes atómicos hechos por el hombre.[3]​[4]​ Su estabilidad es de aproximadamente una parte en 1015. Se sabe que otros dos púlsares, PSR B1855 + 09 y PSR B1937 + 21, son comparables en estabilidad a los relojes atómicos, o aproximadamente 3 partes en 1014.

PSR J0437-4715 es el primer MSP en detectar y estudiar sus emisiones de rayos X en detalle.[5]​ También es el primero de solo dos púlsares en tener la orientación tridimensional completa de su órbita determinada.[6]​

Las observaciones ópticas indican que el compañero binario del PSR J0437-4715 es muy probablemente una enana blanca de helio de baja masa. El púlsar tiene una masa solar de alrededor de 1,8 (M☉) y el compañero es de aproximadamente 0,25 M☉. El par gira uno alrededor del otro cada 5,75 días en órbitas circulares casi perfectas.[7]​[8]​[9]​

Es uno de los pulsares que se utiliza en el sistema de posicionamiento galáctico.

Véase también editar

Referencias editar

  1. ↑ Johnston, Simon; Lorimer, D. R.; Harrison, P. A.; Bailes, M.; Lynet, A. G.; Bell, J. F.; Kaspi, V. M.; Manchester, R. N. et al. (1993). «Discovery of a very bright, nearby binary millisecond pulsar». Nature 361 (6413): 613-615. Bibcode:1993Natur.361..613J. doi:10.1038/361613a0. 
  2. ↑ «Extremely High Precision VLBI Astrometry of PSR J0437-4715 and Implications for Theories of Gravity». The Astrophysical Journal 685: L67. 2008. Bibcode:2008ApJ...685L..67D. doi:10.1086/592401. 
  3. ↑ Hartnett, J. G.; Luiten, A. N. (2011). «Colloquium: Comparison of astrophysical and terrestrial frequency standards». Reviews of Modern Physics 83: 1. Bibcode:2011RvMP...83....1H. doi:10.1103/RevModPhys.83.1. 
  4. ↑ «Timing stability». Archivado desde el original el 5 de marzo de 2016. Consultado el 3 de mayo de 2018. 
  5. ↑ «Detection of pulsed X-rays from the binary millisecond pulsar J0437 - 4715». Nature 365 (6446): 528. 1993. Bibcode:1993Natur.365..528B. doi:10.1038/365528a0. 
  6. ↑ Van Straten, W.; Bailes, M.; Britton, M.; Kulkarni, S. R. et al. (2001). «A test of general relativity from the three-dimensional orbital geometry of a binary pulsar». Nature 412 (6843): 158-160. Bibcode:2001Natur.412..158V. PMID 11449265. doi:10.1038/35084015. 
  7. ↑ Bell, J. F.; Bailes, M.; Bessell, M. S. (1993). «Optical detection of the companion of the millisecond pulsar J0437–4715». Nature 364 (6438): 603. Bibcode:1993Natur.364..603B. doi:10.1038/364603a0. 
  8. ↑ «Precision Timing of PSR J0437-4715: An Accurate Pulsar Distance, a High Pulsar Mass, and a Limit on the Variation of Newton's Gravitational Constant». The Astrophysical Journal 679: 675. 2008. Bibcode:2008ApJ...679..675V. doi:10.1086/529576. 
  9. ↑ «Tables of Binary and Millisecond Pulsars». Archivado desde el original el 3 de marzo de 2016. Consultado el 3 de mayo de 2018. 

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