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Pulsar

PSR B1509−58 – Los rayos X de Chandra son oro; los infrarrojos de WISE en rojo, verde y azul/máx.
Animación de un púlsar en rotación. La esfera del centro representa la estrella de neutrones, las curvas indican las líneas del campo magnético y los conos salientes representan las zonas de emisión.
Ilustración del efecto " faro " producido por un púlsar.

Un púlsar (de pulsating radio source ) [1] [2] es una estrella de neutrones giratoria altamente magnetizada que emite rayos de radiación electromagnética desde sus polos magnéticos . [3] Esta radiación solo se puede observar cuando un haz de emisión apunta hacia la Tierra (de manera similar a la forma en que se puede ver un faro solo cuando la luz apunta en la dirección de un observador), y es responsable de la apariencia pulsada de la emisión. Las estrellas de neutrones son muy densas y tienen períodos de rotación cortos y regulares . Esto produce un intervalo muy preciso entre pulsos que varía de milisegundos a segundos para un púlsar individual. Los púlsares son uno de los candidatos para la fuente de rayos cósmicos de energía ultraalta . (Véase también mecanismo centrífugo de aceleración ).

Los pulsos altamente regulares de los púlsares los convierten en herramientas muy útiles para los astrónomos. Por ejemplo, las observaciones de un púlsar en un sistema binario de estrellas de neutrones se utilizaron para confirmar indirectamente la existencia de radiación gravitatoria . Los primeros planetas extrasolares se descubrieron en 1992 alrededor de un púlsar, específicamente PSR B1257+12 . En 1983, se detectaron ciertos tipos de púlsares que, en ese momento, superaban la precisión de los relojes atómicos en el registro del tiempo . [4]

Historia de la observación

Descubrimiento

Las señales del primer púlsar descubierto fueron observadas inicialmente por Jocelyn Bell mientras analizaba datos registrados el 6 de agosto de 1967, desde un radiotelescopio recién comisionado que ella ayudó a construir. Inicialmente descartadas como interferencias de radio por su supervisor y desarrollador del telescopio, Antony Hewish , [5] [6] el hecho de que las señales siempre aparecieran en la misma declinación y ascensión recta pronto descartó una fuente terrestre. [7] El 28 de noviembre de 1967, Bell y Hewish, utilizando una grabadora de banda rápida , resolvieron las señales como una serie de pulsos, espaciados uniformemente cada 1,337 segundos. [8] Ningún objeto astronómico de esta naturaleza había sido observado antes. El 21 de diciembre, Bell descubrió un segundo púlsar, anulando la especulación de que estas podrían ser señales emitidas a la Tierra desde una inteligencia extraterrestre . [9] [10] [11] [12]

Cuando las observaciones con otro telescopio confirmaron la emisión, se eliminó cualquier tipo de efecto instrumental. En ese momento, Bell dijo de ella misma y de Hewish que "no creíamos realmente que habíamos captado señales de otra civilización, pero obviamente la idea se nos había pasado por la cabeza y no teníamos pruebas de que fuera una emisión de radio completamente natural. Es un problema interesante: si uno cree que puede haber detectado vida en otro lugar del universo, ¿cómo anuncia los resultados de manera responsable?" [13] Aun así, apodaron la señal LGM-1 , por " pequeños hombres verdes " (un nombre juguetón para los seres inteligentes de origen extraterrestre ).

Gráfico en el que Jocelyn Bell reconoció por primera vez la evidencia de un púlsar, exhibido en la Biblioteca de la Universidad de Cambridge

No fue hasta que se descubrió una segunda fuente pulsante en una parte diferente del cielo que la "hipótesis LGM" fue completamente abandonada. [14] Su púlsar fue posteriormente bautizado como CP 1919 , y ahora se lo conoce con varios nombres, entre ellos PSR B1919+21 y PSR J1921+2153. Aunque CP 1919 emite en longitudes de onda de radio , posteriormente se ha descubierto que los púlsares emiten en longitudes de onda de luz visible, rayos X y rayos gamma . [15]

La palabra "pulsar" apareció impresa por primera vez en 1968:

El 6 de agosto del año pasado se descubrió un tipo de estrella completamente nuevo, al que los astrónomos denominaron LGM (Little Green Men). Ahora se cree que se trata de un tipo nuevo entre una enana blanca y una estrella de neutrones. Es probable que se le dé el nombre de púlsar. El Dr. A. Hewish me dijo ayer: "... Estoy seguro de que hoy en día todos los radiotelescopios están observando los púlsares". [16]

Imagen compuesta óptica/de rayos X de la Nebulosa del Cangrejo , que muestra la emisión de sincrotrón en la nebulosa de viento del púlsar circundante , impulsada por la inyección de campos magnéticos y partículas del púlsar central.

La existencia de estrellas de neutrones fue propuesta por primera vez por Walter Baade y Fritz Zwicky en 1934, cuando argumentaron que una estrella pequeña y densa compuesta principalmente de neutrones resultaría de una supernova . [17] Basándose en la idea de la conservación del flujo magnético de las estrellas de secuencia principal magnética, Lodewijk Woltjer propuso en 1964 que dichas estrellas de neutrones podrían contener campos magnéticos tan grandes como 10 14 a 10 16  gauss (=10 10 a 10 12  tesla ). [18] En 1967, poco antes del descubrimiento de los púlsares, Franco Pacini sugirió que una estrella de neutrones giratoria con un campo magnético emitiría radiación, e incluso señaló que dicha energía podría ser bombeada a un remanente de supernova alrededor de una estrella de neutrones, como la Nebulosa del Cangrejo . [19] Después del descubrimiento del primer púlsar, Thomas Gold sugirió de forma independiente un modelo de estrella de neutrones rotatoria similar al de Pacini, y argumentó explícitamente que este modelo podría explicar la radiación pulsada observada por Bell Burnell y Hewish. [20] En 1968, Richard V. E. Lovelace con colaboradores descubrió el período  ms del púlsar de la Nebulosa del Cangrejo utilizando el Observatorio de Arecibo . [21] [22] El descubrimiento del púlsar del Cangrejo proporcionó la confirmación del modelo de estrella de neutrones rotatoria de los púlsares. [23] El período de pulso de 33 milisegundos del púlsar del Cangrejo era demasiado corto para ser consistente con otros modelos propuestos para la emisión de púlsares. Además, el púlsar del Cangrejo se llama así porque está ubicado en el centro de la Nebulosa del Cangrejo, en consonancia con la predicción de 1933 de Baade y Zwicky. [24] En 1974, Antony Hewish y Martin Ryle , que habían desarrollado radiotelescopios revolucionarios , se convirtieron en los primeros astrónomos en recibir el Premio Nobel de Física , y la Real Academia Sueca de Ciencias señaló que Hewish desempeñó un "papel decisivo en el descubrimiento de los púlsares". [25] Existe una considerable controversia asociada con el hecho de que Hewish recibió el premio mientras que Bell, quien hizo el descubrimiento inicial mientras era su estudiante de doctorado, no lo recibió. Bell no afirma estar amargado por este punto, apoyando la decisión del comité del premio Nobel. [26]

Hitos

El púlsar de Vela y la nebulosa de viento del púlsar que lo rodea .

En 1974, Joseph Hooton Taylor, Jr. y Russell Hulse descubrieron por primera vez un púlsar en un sistema binario , PSR B1913+16 . Este púlsar orbita otra estrella de neutrones con un período orbital de solo ocho horas. La teoría de la relatividad general de Einstein predice que este sistema debería emitir una fuerte radiación gravitatoria , lo que hace que la órbita se contraiga continuamente a medida que pierde energía orbital . Las observaciones del púlsar pronto confirmaron esta predicción, proporcionando la primera evidencia de la existencia de ondas gravitacionales. A partir de 2010, las observaciones de este púlsar continúan concordando con la relatividad general. [27] En 1993, el Premio Nobel de Física fue otorgado a Taylor y Hulse por el descubrimiento de este púlsar. [28]

En 1982, Don Backer dirigió un grupo que descubrió PSR B1937+21 , un púlsar con un período de rotación de solo 1,6 milisegundos (38.500 rpm ). [29] Las observaciones pronto revelaron que su campo magnético era mucho más débil que el de los púlsares ordinarios, mientras que otros descubrimientos consolidaron la idea de que se había encontrado una nueva clase de objeto, los " púlsares de milisegundos " (MSP). Se cree que los MSP son el producto final de los sistemas binarios de rayos X. Debido a su rotación extraordinariamente rápida y estable, los MSP pueden ser utilizados por los astrónomos como relojes que rivalizan en estabilidad con los mejores relojes atómicos de la Tierra. Los factores que afectan el tiempo de llegada de los pulsos a la Tierra en más de unos pocos cientos de nanosegundos se pueden detectar fácilmente y utilizar para realizar mediciones precisas. Los parámetros físicos accesibles a través de la sincronización de pulsares incluyen la posición 3D del pulsar, su movimiento propio , el contenido de electrones del medio interestelar a lo largo de la trayectoria de propagación, los parámetros orbitales de cualquier compañero binario, el período de rotación del pulsar y su evolución con el tiempo. (Estos se calculan a partir de los datos de sincronización brutos mediante Tempo , un programa informático especializado para esta tarea). Una vez que se han tenido en cuenta estos factores, se pueden encontrar desviaciones entre los tiempos de llegada observados y las predicciones realizadas utilizando estos parámetros y atribuirlas a una de tres posibilidades: variaciones intrínsecas en el período de giro del pulsar, errores en la realización del Tiempo Terrestre contra el que se midieron los tiempos de llegada, o la presencia de ondas gravitacionales de fondo. Los científicos están intentando resolver estas posibilidades comparando las desviaciones observadas entre varios pulsares diferentes, formando lo que se conoce como una matriz de sincronización de pulsares . El objetivo de estos esfuerzos es desarrollar un estándar de tiempo basado en pulsares lo suficientemente preciso como para realizar la primera detección directa de ondas gravitacionales. En 2006, un equipo de astrónomos del LANL propuso un modelo para predecir la fecha probable de fallas de púlsar con datos de observación del Rossi X-ray Timing Explorer . Utilizaron observaciones del púlsar PSR J0537−6910 , que se sabe que es un púlsar con fallas cuasi periódicas. [30] Sin embargo, hasta la fecha no se conoce ningún esquema general para el pronóstico de fallas. [30]

Representación artística de los planetas que orbitan alrededor de PSR B1257+12 . El que está en primer plano es el planeta "C".

En 1992, Aleksander Wolszczan descubrió los primeros planetas extrasolares alrededor de PSR B1257+12 . Este descubrimiento presentó evidencia importante sobre la existencia generalizada de planetas fuera del Sistema Solar , aunque es muy improbable que alguna forma de vida pueda sobrevivir en el entorno de intensa radiación cerca de un púlsar.

Enanas blancas similares a pulsares

Las enanas blancas también pueden actuar como púlsares. Debido a que el momento de inercia de una enana blanca es mucho mayor que el de una estrella de neutrones, los púlsares de las enanas blancas giran una vez cada varios minutos, mucho más lentamente que los púlsares de las estrellas de neutrones.

Para el año 2024 se habrán identificado tres enanas blancas tipo púlsar.

Existe una explicación tentativa alternativa de las propiedades similares a las de los púlsares de estas enanas blancas. En 2019, las propiedades de los púlsares se explicaron utilizando un modelo magnetohidrodinámico numérico que se desarrolló en la Universidad de Cornell . [37] Según este modelo, AE Aqr es una estrella de tipo polar intermedio , donde el campo magnético es relativamente débil y se puede formar un disco de acreción alrededor de la enana blanca. La estrella está en el régimen de hélice, y muchas de sus propiedades observacionales están determinadas por la interacción del disco con la magnetosfera . Un modelo similar para eRASSU J191213.9−441044 está respaldado por los resultados de sus observaciones en longitudes de onda ultravioleta, que mostraron que la intensidad de su campo magnético no supera los 50 MG. [38]

Nomenclatura

Inicialmente, los púlsares se nombraban con las letras del observatorio que los descubrió seguidas de su ascensión recta (p. ej., CP 1919). A medida que se descubrieron más púlsares, el código de letras se volvió difícil de manejar, por lo que surgió la convención de usar las letras PSR (Pulsating Source of Radio) seguidas de la ascensión recta del púlsar y los grados de declinación (p. ej., PSR 0531+21) y, a veces, la declinación hasta una décima de grado (p. ej., PSR 1913+16.7). Los púlsares que aparecen muy juntos a veces tienen letras añadidas (p. ej., PSR 0021−72C y PSR 0021−72D).

La convención moderna antepone a los números antiguos una B (p. ej. PSR B1919+21), donde la B significa que las coordenadas son de la época 1950.0. Todos los púlsares nuevos tienen una J que indica las coordenadas 2000.0 y también tienen declinación que incluye los minutos (p. ej. PSR J1921+2153). Los púlsares que se descubrieron antes de 1993 tienden a conservar sus nombres B en lugar de usar sus nombres J (p. ej. PSR J1921+2153 se conoce más comúnmente como PSR B1919+21). Los púlsares descubiertos recientemente solo tienen un nombre J (p. ej. PSR J0437−4715 ). Todos los púlsares tienen un nombre J que proporciona coordenadas más precisas de su ubicación en el cielo. [39]

Formación, mecanismo, apagado.

Vista esquemática de un púlsar. La esfera del centro representa la estrella de neutrones, las curvas indican las líneas del campo magnético, los conos salientes representan los rayos de emisión y la línea verde representa el eje sobre el que gira la estrella.

Los eventos que conducen a la formación de un púlsar comienzan cuando el núcleo de una estrella masiva se comprime durante una supernova , que colapsa en una estrella de neutrones. La estrella de neutrones conserva la mayor parte de su momento angular , y dado que solo tiene una fracción minúscula del radio de su progenitora (y por lo tanto su momento de inercia se reduce drásticamente), se forma con una velocidad de rotación muy alta. Se emite un haz de radiación a lo largo del eje magnético del púlsar, que gira junto con la rotación de la estrella de neutrones. El eje magnético del púlsar determina la dirección del haz electromagnético, y el eje magnético no necesariamente es el mismo que su eje de rotación. Esta desalineación hace que el haz se vea una vez por cada rotación de la estrella de neutrones, lo que conduce a la naturaleza "pulsada" de su apariencia.

Animación del aumento de la velocidad de giro de un púlsar a medida que colapsa. Comienza con (1) El progenitor giratorio (2) El colapso y la aceleración y (3) El remanente final del púlsar que gira rápidamente. La animación demuestra la conservación del momento a medida que la estrella gira más rápido a medida que colapsa. La velocidad angular ( ) y el radio ( ) en relación con el progenitor se muestran durante todo el proceso. Esto no captura toda la escala del colapso, ya que la estrella final sería demasiado pequeña para verla en comparación con su progenitora.

En los púlsares impulsados ​​por rotación, el haz es el resultado de la energía rotacional de la estrella de neutrones, que genera un campo eléctrico y un campo magnético muy fuertes, lo que resulta en la aceleración de protones y electrones en la superficie de la estrella y la creación de un haz electromagnético que emana de los polos del campo magnético. [40] [41] Las observaciones de NICER de PSR J0030+0451 indican que ambos haces se originan en puntos calientes ubicados en el polo sur y que puede haber más de dos de esos puntos calientes en esa estrella. [42] [43] Esta rotación se ralentiza con el tiempo a medida que se emite energía electromagnética . Cuando el período de giro de un púlsar se ralentiza lo suficiente, se cree que el mecanismo del púlsar de radio se apaga (la llamada "línea de la muerte"). Este apagado parece tener lugar después de unos 10 a 100 millones de años, lo que significa que de todas las estrellas de neutrones nacidas en los 13.600 millones de años de edad del universo, alrededor del 99% ya no pulsan. [44]

Aunque la imagen general de los púlsares como estrellas de neutrones que giran rápidamente es ampliamente aceptada, Werner Becker del Instituto Max Planck de Física Extraterrestre dijo en 2006: "La teoría de cómo los púlsares emiten su radiación todavía está en sus inicios, incluso después de casi cuarenta años de trabajo". [45]

Categorías

Los astrónomos conocen actualmente tres clases distintas de púlsares , según la fuente de potencia de la radiación electromagnética:

Aunque las tres clases de objetos son estrellas de neutrones, su comportamiento observable y la física subyacente son bastante diferentes. Sin embargo, existen algunas conexiones. Por ejemplo, los púlsares de rayos X probablemente sean púlsares antiguos alimentados por rotación que ya han perdido la mayor parte de su energía y solo se volvieron visibles después de que sus compañeros binarios se expandieran y comenzaran a transferir materia a la estrella de neutrones.

El proceso de acreción puede, a su vez, transferir suficiente momento angular a la estrella de neutrones para "reciclarla" como un púlsar de milisegundos impulsado por rotación . A medida que esta materia cae sobre la estrella de neutrones, se cree que "entierra" el campo magnético de la estrella de neutrones (aunque los detalles no están claros), dejando púlsares de milisegundos con campos magnéticos entre 1000 y 10 000 veces más débiles que los púlsares promedio. Este bajo campo magnético es menos efectivo para frenar la rotación del púlsar, por lo que los púlsares de milisegundos viven miles de millones de años, lo que los convierte en los púlsares más antiguos conocidos. Los púlsares de milisegundos se ven en cúmulos globulares, que dejaron de formar estrellas de neutrones hace miles de millones de años. [44]

De interés para el estudio del estado de la materia en una estrella de neutrones son los fallos observados en la velocidad de rotación de la estrella de neutrones. [30] Esta velocidad disminuye lenta pero constantemente, excepto por una variación repentina ocasional conocida como "fallo". Un modelo propuesto para explicar estos fallos es que son el resultado de " terremotos estelares " que ajustan la corteza de la estrella de neutrones. También se han propuesto modelos en los que el fallo se debe a un desacoplamiento del interior posiblemente superconductor de la estrella. En ambos casos, el momento de inercia de la estrella cambia, pero su momento angular no, lo que resulta en un cambio en la velocidad de rotación. [30]

Tipos de estrellas de neutrones (24 de junio de 2020)

Pulsar reciclado perturbado

Cuando dos estrellas masivas nacen juntas de la misma nube de gas, pueden formar un sistema binario y orbitar una alrededor de la otra desde su nacimiento. Si esas dos estrellas tienen al menos unas cuantas veces la masa del Sol, sus vidas terminarán en explosiones de supernova. La estrella más masiva explota primero, dejando atrás una estrella de neutrones. Si la explosión no expulsa a la segunda estrella, el sistema binario sobrevive. La estrella de neutrones ahora puede verse como un púlsar de radio, y lentamente pierde energía y gira hacia abajo. Más tarde, la segunda estrella puede hincharse, lo que permite que la estrella de neutrones absorba su materia. La materia que cae sobre la estrella de neutrones la hace girar hacia arriba y reduce su campo magnético.

A esto se le llama "reciclaje" porque devuelve la estrella de neutrones a un estado de rotación rápida. Finalmente, la segunda estrella también explota en una supernova, produciendo otra estrella de neutrones. Si esta segunda explosión tampoco logra interrumpir el sistema binario, se forma una estrella de neutrones doble (sistema binario de estrellas de neutrones). De lo contrario, la estrella de neutrones que ha sido rotada se queda sin compañera y se convierte en un "púlsar reciclado desorganizado", que gira entre unas pocas y 50 veces por segundo. [46]

Aplicaciones

El descubrimiento de los púlsares permitió a los astrónomos estudiar un objeto nunca observado hasta entonces, la estrella de neutrones . Este tipo de objetos es el único lugar en el que se puede observar (aunque no directamente) el comportamiento de la materia a densidad nuclear . Además, los púlsares de milisegundos han permitido poner a prueba la relatividad general en condiciones de un campo gravitatorio intenso.

Mapas

Posición relativa del Sol respecto del centro de la Galaxia y 14 púlsares con sus períodos indicados, mostrados en una placa de Pioneer

Los mapas de pulsares se han incluido en las dos placas de Pioneer , así como en el Disco de Oro de la Voyager . Muestran la posición del Sol , en relación con 14 pulsares, que se identifican por la sincronización única de sus pulsos electromagnéticos, de modo que la posición de la Tierra tanto en el espacio como en el tiempo puede ser calculada por una posible inteligencia extraterrestre . [47] Debido a que los pulsares emiten pulsos muy regulares de ondas de radio, sus transmisiones de radio no requieren correcciones diarias. Además, el posicionamiento de pulsares podría crear un sistema de navegación espacial de forma independiente, o usarse junto con la navegación por satélite. [48] [49]

Navegación Pulsar

La navegación y cronometraje basados ​​en púlsares de rayos X (XNAV) o simplemente navegación por púlsares es una técnica de navegación mediante la cual las señales periódicas de rayos X emitidas por los púlsares se utilizan para determinar la ubicación de un vehículo, como una nave espacial en el espacio profundo. Un vehículo que use XNAV compararía las señales de rayos X recibidas con una base de datos de frecuencias y ubicaciones de púlsares conocidas. De manera similar al GPS , esta comparación permitiría al vehículo calcular su posición con precisión (±5 km). La ventaja de usar señales de rayos X en lugar de ondas de radio es que los telescopios de rayos X se pueden hacer más pequeños y livianos. [50] [51] [52] Se informaron demostraciones experimentales en 2018. [53]

Relojes precisos

En general, la regularidad de la emisión de púlsares no rivaliza con la estabilidad de los relojes atómicos . [54] Todavía se pueden utilizar como referencia externa. [55] Por ejemplo, J0437−4715 tiene un período de0,005 757 451 936 712 637  s con un error de1,7 × 10 −17  s . Esta estabilidad permite que los púlsares de milisegundos se utilicen para establecer el tiempo de efemérides [56] o para construir relojes de púlsar . [57]

El ruido de sincronización es el nombre que reciben las irregularidades rotacionales observadas en todos los púlsares. Este ruido de sincronización se observa como un vagabundeo aleatorio en la frecuencia o fase del pulso. [58] Se desconoce si el ruido de sincronización está relacionado con los fallos de los púlsares . Según un estudio publicado en 2023, [59] se cree que el ruido de sincronización observado en los púlsares es causado por ondas gravitacionales de fondo . Alternativamente, puede ser causado por fluctuaciones estocásticas tanto en los pares internos (relacionados con la presencia de superfluidos o turbulencia) como externos (debido a la actividad magnetosférica) en un púlsar. [60]

Sondas del medio interestelar

La radiación de los púlsares atraviesa el medio interestelar (ISM) antes de llegar a la Tierra. Los electrones libres en el componente ionizado y cálido (8000 K) de las regiones ISM y H II afectan la radiación de dos maneras principales. Los cambios resultantes en la radiación del púlsar proporcionan una importante sonda del propio ISM. [61]

Debido a la naturaleza dispersiva del plasma interestelar , las ondas de radio de baja frecuencia viajan a través del medio más lentamente que las ondas de radio de alta frecuencia. El retraso resultante en la llegada de pulsos en un rango de frecuencias se puede medir directamente como la medida de dispersión del púlsar. La medida de dispersión es la densidad total de la columna de electrones libres entre el observador y el púlsar:

donde es la distancia desde el púlsar hasta el observador, y es la densidad electrónica del medio interestelar. La medida de dispersión se utiliza para construir modelos de la distribución de electrones libres en la Vía Láctea . [62]

Además, las inhomogeneidades de densidad en el medio interestelar causan la dispersión de las ondas de radio del púlsar. El centelleo resultante de las ondas de radio (el mismo efecto que el centelleo de una estrella en luz visible debido a las variaciones de densidad en la atmósfera terrestre) se puede utilizar para reconstruir información sobre las variaciones a pequeña escala en el medio interestelar. [63] Debido a la alta velocidad (hasta varios cientos de km/s) de muchos púlsares, un solo púlsar explora el medio interestelar rápidamente, lo que da como resultado patrones de centelleo cambiantes en escalas de tiempo de unos pocos minutos. [64] La causa exacta de estas inhomogeneidades de densidad sigue siendo una pregunta abierta, con posibles explicaciones que van desde la turbulencia hasta las capas de corrientes . [65]

Sondas del espacio-tiempo

Los púlsares que orbitan dentro del espacio-tiempo curvado alrededor de Sgr A* , el agujero negro supermasivo en el centro de la Vía Láctea, podrían servir como sondas de gravedad en el régimen de campo fuerte. [66] Los tiempos de llegada de los pulsos se verían afectados por los desplazamientos Doppler de la relatividad especial y general y por las complicadas trayectorias que recorrerían las ondas de radio a través del espacio-tiempo fuertemente curvado alrededor del agujero negro. Para que los efectos de la relatividad general se puedan medir con los instrumentos actuales, sería necesario descubrir púlsares con períodos orbitales inferiores a unos 10 años; [66] dichos púlsares orbitarían a distancias dentro de 0,01 pc de Sgr A*. Actualmente se están realizando búsquedas; en la actualidad, se sabe que cinco púlsares se encuentran a 100 pc de Sgr A*. [67]

Detectores de ondas gravitacionales

Existen cuatro consorcios en todo el mundo que utilizan púlsares para buscar ondas gravitacionales : el European Pulsar Timing Array (EPTA) en Europa, el Parkes Pulsar Timing Array (PPTA) en Australia, el North American Nanohertz Observatory for Gravitational Waves (NANOGrav) en Canadá y los EE. UU., y el Indian Pulsar Timing Array (InPTA) en la India. Juntos, los consorcios forman el International Pulsar Timing Array (IPTA). Los pulsos de los púlsares de milisegundos (MSP) se utilizan como un sistema de relojes galácticos. Las perturbaciones en los relojes se podrán medir en la Tierra. Una perturbación causada por una onda gravitacional que pase tendrá una firma particular en todo el conjunto de púlsares y, por lo tanto, será detectada.

Pulsares significativos

Púlsares de rayos gamma detectados por el telescopio espacial de rayos gamma Fermi .

Los púlsares enumerados aquí fueron los primeros descubiertos de su tipo o representan un extremo de algún tipo entre la población de púlsares conocida, como por ejemplo el que tiene el período medido más corto.

Galería

Véase también

Referencias

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Lectura adicional

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