バイナリパルサーPSR 1913 + 16：その起源のモデル

バイナリパルサーPSR 1913 + 16の既存の観測データは、システムにかなり明確に定義されたモデルを提供するのに十分です。進化の考慮事項に基づいて、パルサーは1.2太陽質量（M.）の上部塊の近くの中性子星でなければなりません。軌道の傾向はおそらく高い、i>/= 700であり、目に見えない仲間の質量はおそらく0.25 m.から1.0 mの範囲の上限近くにあります。分散測定によって示される5.6キロパルセック距離では、磁気双極子モデルは約4 x 104歳の年齢、1日あたり約2ナノ秒のパルサー周期の変化率、およびカニパルサーの約（1/3）の表面磁場強度を与えます。パルサーは、見かけの大きさVよりもぼかし、約 + 26.5であり、X線帯のカニパルサーの少なくとも約80倍のfainterです。コンパニオンスターはVよりもvよりもfainterでなければならず、ラジオ超新星の残りは、フラックスレベルの</= 10 Janskysでパルサーの位置の近くで検出可能である可能性があります。このモデルの重要なテストは、Pのより正確な測定と、かすかな超新星の残骸を慎重に検索することにより提供されます。

The existing observational data for the binary pulsar PSR 1913 + 16 are sufficient to give a rather well-defined model for the system. On the basis of evolutionary considerations, the pulsar must be a neutron star near the upper mass limit of 1.2 solar masses (M.). The orbital inclination is probably high, i>/= 700, and the mass of the unseen companion probably lies close to the upper limit of the range 0.25 M. to 1.0 M.. The secondary cannot be a main sequence star and is probably a degenerate helium dwarf. At the 5.6-kiloparsec distance indicated by the dispersion measure, the magnetic dipole model gives an age of approximately 4 x 104 years, a rate of change of the pulsar period of P approximately 2 nanoseconds per day, and a surface magnetic field strength approximately (1/3) that of the Crab pulsar. The pulsar is fainter than an apparent magnitude V approximately + 26.5 and is at least approximately 80 times fainter than the Crab pulsar in the x-ray band. The companion star should be fainter than V approximately + 30, and a radio supernova remnant may be detectable near the position of the pulsar at a flux level of </=10 janskys. Important tests of this model will be provided by more accurate measurement of P and by a careful search for a faint supernova remnant.