Evolución de púlsar binario

¿Cómo encogen las ondas gravitacionales la órbita de dos estrellas de neutrones? Elige un ejemplo o introduce masas, período inicial y excentricidad, y pulsa Calcular. Los ejemplos usan valores iniciales redondeados, no ajustes precisos de observaciones. Restablecer recupera el ejemplo de Hulse–Taylor, la edad y la fase, detiene la reproducción y borra los resultados sin volver a calcular.

Evolución: La edad del modelo selecciona el 0–95 % de su duración formal. Los resultados y el marcador describen el mismo instante. Myr son millones de años, Gm millones de kilómetros y M☉ masas solares. Una derivada negativa del período indica que el período orbital disminuye.

Vista orbital: Elige una fase o inicia la reproducción. Ambas estrellas recorren sus órbitas de Kepler alrededor del baricentro mientras la edad evolutiva queda fija. La fase 1 equivale a 0; el movimiento se acelera cerca del periastro. Las vueltas visuales por segundo controlan la reproducción, no el período físico. Los ejes tienen la misma escala, fijada al estado inicial para mostrar la contracción; los tamaños estelares son esquemáticos.

Límites: El semieje mayor y la excentricidad evolucionan juntos según el modelo de Peters promediado sobre la órbita, a orden cuadrupolar dominante. Rango: 0,5–3 masas solares por estrella, 0,01–100 días y excentricidad 0–0,9. La duración formal extrapola masas puntuales hasta la fusión; esa fase final no se modela de manera fiable. Se excluyen espín, mareas, transferencia de masa, avance relativista del periastro y tiempos de llegada de pulsos. Comparar con precisión las derivadas observadas del período requiere un ajuste de tiempos y correcciones galácticas/cinemáticas.

Fuentes: Peters (1964), sección V, ecuaciones 5.6–5.14; Weisberg & Huang (2016), tabla 2 y sección 4.3; IAU 2015 B3 constantes nominales; Kramer et al. (2021), temporización del púlsar doble.