Évolution d’un pulsar binaire

Comment les ondes gravitationnelles resserrent-elles l’orbite de deux étoiles à neutrons ? Choisissez un exemple ou saisissez les masses, la période initiale et l’excentricité, puis Calculer. Les exemples utilisent des valeurs initiales arrondies, pas des ajustements précis d’observations. Réinitialiser restaure l’exemple de Hulse–Taylor, l’âge et la phase, arrête la lecture et efface les résultats sans relancer le calcul.

Évolution : L’âge du modèle sélectionne 0–95 % de sa durée formelle. Les résultats et le repère de la courbe décrivent le même instant. Myr signifie millions d’années, Gm millions de kilomètres et M☉ masses solaires. Une dérivée de période négative indique une diminution de la période orbitale.

Aperçu orbital : Choisissez une phase ou lancez la lecture. Les étoiles parcourent leurs orbites de Kepler autour du barycentre, à âge évolutif constant. La phase 1 équivaut à 0 ; le mouvement accélère près du périastre. Les tours visuels par seconde règlent la lecture, pas la période physique. Les axes ont la même échelle, fixée à l’état initial pour montrer le rétrécissement ; les tailles des étoiles sont schématiques.

Limites : Le demi-grand axe et l’excentricité évoluent ensemble selon le modèle de Peters, moyenné sur une orbite à l’ordre quadrupolaire dominant. Domaine : 0,5–3 masses solaires par étoile, 0,01–100 jours et excentricité 0–0,9. La durée formelle extrapole des masses ponctuelles jusqu’à la fusion, dont la phase finale n’est pas modélisée de façon fiable. Spin, marées, transfert de masse, précession relativiste du périastre et temps d’arrivée des impulsions sont exclus. Une comparaison précise avec les dérivées de période mesurées nécessite un ajustement temporel et des corrections galactiques/cinématiques.

Sources : Peters (1964), section V, équations 5.6–5.14 ; Weisberg & Huang (2016), tableau 2 et section 4.3 ; IAU 2015 B3 constantes nominales ; Kramer et al. (2021), timing du double pulsar.