PSR B1509-58 – Los rayos X de Chandra son oro; 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 que sobresalen representan las zonas de emisión.Ilustración del efecto " faro " producido por un púlsar.
Un púlsar (de una fuente de radio pulsante ) [ 1 ] [2] es una estrella de neutrones giratoria altamente magnetizada que emite rayos de radiación electromagnética desde sus polos magnéticos . [3] Esta radiación sólo se puede observar cuando un haz de emisión apunta hacia la Tierra (similar a la forma en que se puede ver un faro sólo cuando la luz apunta en la dirección de un observador), y es responsable de la aparición pulsada de 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 oscila entre milisegundos y segundos para un púlsar individual. Los púlsares son uno de los candidatos a fuente de rayos cósmicos de energía ultraalta . (Ver también mecanismo centrífugo de aceleración ).
Jocelyn Bell observó inicialmente las señales del primer púlsar descubierto mientras analizaba los datos registrados el 6 de agosto de 1967 desde un radiotelescopio recién encargado que ella ayudó a construir. Inicialmente descartada como interferencia de radio por su supervisor y desarrollador del telescopio, Antony Hewish , [5] [6] el hecho de que las señales siempre aparecieran con la misma declinación y ascensión recta pronto descartó una fuente terrestre. [7] El 28 de noviembre de 1967, Bell y Hewish, utilizando un registrador gráfico de tira rápida , resolvieron las señales como una serie de pulsos, espaciados uniformemente cada 1,337 segundos. [8] Nunca antes se había observado ningún objeto astronómico de esta naturaleza. El 21 de diciembre, Bell descubrió un segundo púlsar, anulando las especulaciones de que podrían ser señales enviadas 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 este punto, Bell dijo de ella y de Hewish que "realmente no creíamos que hubiéramos captado señales de otra civilización, pero obviamente la idea se nos había pasado por la cabeza y no teníamos pruebas de que se tratara de una emisión de radio completamente natural". "Es un problema interesante: si uno cree que puede haber detectado vida en otras partes del universo, ¿cómo se anuncian los resultados de manera responsable?" [13] Aun así, apodaron la señal LGM-1 , por " hombrecitos verdes " (un nombre lúdico para seres inteligentes de origen extraterrestre ).
No fue hasta que se descubrió una segunda fuente pulsante en una parte diferente del cielo que la "hipótesis LGM" fue abandonada por completo. [14] Su púlsar fue posteriormente denominado CP 1919 , y ahora es conocido por varios designadores, incluidos 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:
Un tipo de estrella completamente novedoso salió a la luz el 6 de agosto del año pasado y los astrónomos la denominaron LGM (Hombrecitos Verdes). Ahora se cree que es un tipo novedoso entre una enana blanca y una [estrella] de neutrones. Es probable que se le dé el nombre de Pulsar. El Dr. A. Hewish me dijo ayer: '... Estoy seguro de que hoy todos los radiotelescopios miran los púlsares'. [dieciséis]
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] Basado en la idea de la conservación del flujo magnético de las estrellas de secuencia principal magnética, Lodewijk Woltjer propuso en 1964 que tales 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 en rotación con un campo magnético emitiría radiación, e incluso señaló que dicha energía podría bombearse 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 giratoria 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 sus colaboradores descubrió el período más 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 púlsares de estrella de neutrones en rotación. [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 del púlsar. Además, el púlsar del Cangrejo recibe su nombre porque está situado en el centro de la Nebulosa del Cangrejo, lo que coincide 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 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. Bell no afirma tener ningún resentimiento por este punto y apoya la decisión del comité del premio Nobel. [26]
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 sólo ocho horas. La teoría de la relatividad general de Einstein predice que este sistema debería emitir una fuerte radiación gravitacional , provocando 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 siguen coincidiendo con la relatividad general. [27] En 1993, el Premio Nobel de Física fue concedido a Taylor y Hulse por el descubrimiento de este púlsar. [28]
En 1982, Don Backer dirigió un grupo que descubrió el PSR B1937+21 , un púlsar con un período de rotación de sólo 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 nuevos descubrimientos consolidaron la idea de que se había encontrado una nueva clase de objetos, los " púlsares de milisegundos " (MSP). Se cree que las MSP son el producto final de los sistemas binarios de rayos X. Debido a su rotación extraordinariamente rápida y estable, los astrónomos pueden utilizar los MSP 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 pueden detectarse fácilmente y utilizarse para realizar mediciones precisas. Los parámetros físicos accesibles a través de la sincronización del púlsar incluyen la posición 3D del púlsar, 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 púlsar y su evolución con el tiempo. (Estos se calculan a partir de los datos de tiempo sin procesar por Tempo , un programa informático especializado para esta tarea). Una vez que se han tenido en cuenta estos factores, las desviaciones entre los tiempos de llegada observados y las predicciones realizadas utilizando estos parámetros se pueden encontrar y atribuir a uno de tres posibilidades: variaciones intrínsecas en el período de giro del púlsar, errores en la realización del Tiempo Terrestre con el que se midieron los tiempos de llegada, o la presencia de ondas gravitacionales de fondo. Actualmente, los científicos están intentando resolver estas posibilidades comparando las desviaciones observadas entre varios púlsares diferentes, formando lo que se conoce como una matriz de sincronización de púlsares . El objetivo de estos esfuerzos es desarrollar un estándar de tiempo basado en púlsares lo suficientemente preciso como para realizar la primera detección directa de ondas gravitacionales. En 2006, un equipo de astrónomos de LANL propuso un modelo para predecir la fecha probable de las fallas del 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 plan general para la previsión de fallos. [30]
Impresión artística de los planetas que orbitan 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 poco probable que alguna forma de vida pueda sobrevivir en el entorno de intensa radiación cerca de un púlsar.
Enanas blancas parecidas a púlsares
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 2024, se habrán identificado tres enanas blancas similares a púlsares.
En 1998, Nazar Ikhsanov demostró que una enana blanca en el sistema binario AE Aquarii actúa como un radiopúlsar. [31] La confirmación de las propiedades púlsares de la enana blanca en AE Aquarii se obtuvo en 2008 mediante el descubrimiento de pulsaciones de rayos X, [32] que demostró que esta enana blanca actúa no sólo como un radiopúlsar, sino también como un púlsar de radio. como un púlsar de rayos X.
En 2016, una enana blanca en el sistema binario AR Scorpii fue identificada como un púlsar [33] [34] (a menudo se la llama erróneamente la primera enana blanca similar a un púlsar descubierta). El sistema muestra fuertes pulsaciones desde longitudes de onda ultravioleta hasta longitudes de onda de radio, impulsadas por el giro descendente de la enana blanca fuertemente magnetizada. [33]
En 2023, se sugirió que la enana blanca eRASSU J191213.9−441044 actúa como un púlsar tanto en radio como en rayos X. [35] [36]
Existe una explicación tentativa alternativa de las propiedades similares a las de un púlsar de estas enanas blancas. En 2019, las propiedades de los púlsares se explicaron utilizando un modelo magnético magnetohidrodinámico desarrollado 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 régimen de hélice y muchas de sus propiedades de observación están determinadas por la interacción disco- 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 fueron nombrados con las letras del observatorio descubridor 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 (Fuente Pulsante de Radio) seguidas de la ascensión recta del púlsar y los grados de declinación (por ejemplo, PSR 0531+21) y, a veces, declinación a una décima de grado (por ejemplo, PSR 1913+16,7). Los púlsares que aparecen muy juntos a veces tienen letras añadidas (por ejemplo, PSR 0021-72C y PSR 0021-72D).
La convención moderna antepone los números más antiguos con una B (por ejemplo, PSR B1919+21), donde la B significa que las coordenadas son para la época 1950.0. Todos los púlsares nuevos tienen una J que indica las coordenadas 2000,0 y también tienen una declinación que incluye minutos (por ejemplo, PSR J1921+2153). Los púlsares descubiertos antes de 1993 tienden a conservar sus nombres B en lugar de utilizar sus nombres J (por ejemplo, PSR J1921+2153 se conoce más comúnmente como PSR B1919+21). Los púlsares descubiertos recientemente sólo tienen un nombre J (por ejemplo, PSR J0437−4715 ). Todos los púlsares tienen un nombre J que proporciona coordenadas más precisas de su ubicación en el cielo. [39]
Formación, mecanismo, apagar.
Vista esquemática de un púlsar. La esfera en el medio representa la estrella de neutrones, las curvas indican las líneas del campo magnético, los conos que sobresalen representan los haces de emisión y la línea verde representa el eje sobre el cual gira la estrella.
Los acontecimientos 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 sólo tiene una pequeña fracción del radio de su progenitor (y por tanto su momento de inercia se reduce drásticamente), se forma con una velocidad de rotación muy alta. A lo largo del eje magnético del púlsar se emite un haz de radiación , 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 es necesariamente 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 aparición.
Animación del aumento de giro de un púlsar a medida que colapsa. Comienza con (1) El progenitor giratorio (2) El colapso y la aceleración y (3) El último remanente del púlsar que gira rápidamente. La animación demuestra la conservación del impulso a medida que la estrella gira más rápido al colapsar. La velocidad angular ( ) y el radio ( ) relativos al 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 a partir del movimiento del campo magnético muy fuerte, 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 realizadas por 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 radiopúlsar 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 la edad de 13.600 millones de años del universo, alrededor del 99% ya no pulsa. [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 está todavía en su infancia, incluso después de casi cuarenta años de investigación". trabajar." [45]
Categorías
Actualmente los astrónomos conocen tres clases distintas de púlsares , según la fuente de energía de la radiación electromagnética:
púlsares impulsados por rotación, donde la pérdida de energía rotacional de la estrella proporciona la energía,
magnetares , donde la desintegración de un campo magnético extremadamente fuerte proporciona la energía 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 son probablemente viejos púlsares impulsados por rotación que ya han perdido la mayor parte de su potencia y sólo se volvieron visibles después de que sus compañeros binarios se expandieron y comenzaron 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 . Cuando esta materia aterriza en la estrella de neutrones, se cree que "enterra" el campo magnético de la estrella de neutrones (aunque los detalles no están claros), dejando púlsares de milisegundos con campos magnéticos entre 1.000 y 10.000 veces más débiles que los púlsares promedio. Este campo magnético bajo es menos eficaz 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: un "fallo". Un modelo propuesto para explicar estos fallos es que son el resultado de " terremotos " que modifican la corteza de la estrella de neutrones. También se han avanzado 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)
Púlsar reciclado interrumpido
Cuando dos estrellas masivas nacen muy juntas de la misma nube de gas, pueden formar un sistema binario y orbitarse entre sí desde su nacimiento. Si esas dos estrellas son al menos unas cuantas veces más masivas que el Sol, sus vidas terminarán en explosiones de supernova. La estrella más masiva explota primero, dejando tras de sí una estrella de neutrones. Si la explosión no expulsa a la segunda estrella, el sistema binario sobrevive. La estrella de neutrones ahora puede ser visible como un púlsar de radio, y lentamente pierde energía y gira hacia abajo. Más tarde, la segunda estrella puede hincharse, permitiendo que la estrella de neutrones absorba su materia. La materia que cae sobre la estrella de neutrones la hace girar y reduce su campo magnético.
Esto se llama "reciclaje" porque devuelve la estrella de neutrones a un estado de giro rápido. Finalmente, la segunda estrella también explota en una supernova, produciendo otra estrella de neutrones. Si esta segunda explosión tampoco logra alterar el sistema binario, se formará un sistema binario de estrella de neutrones doble. De lo contrario, la estrella de neutrones que gira se queda sin compañera y se convierte en un "púlsar reciclado perturbado", 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 antes observado: la estrella de neutrones . Este tipo de objeto es el único lugar donde se puede observar (aunque no directamente) el comportamiento de la materia en densidad nuclear . Además, los púlsares de milisegundos han permitido probar la relatividad general en condiciones de un intenso campo gravitacional.
Mapas
Posición relativa del Sol con respecto al centro de la galaxia y 14 púlsares con sus períodos indicados, mostrados en una placa de Pioneer
Se han incluido mapas de Pulsar 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 púlsares, 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 potencial inteligencia extraterrestre . [47] Debido a que los púlsares emiten pulsos de ondas de radio muy regulares, sus transmisiones de radio no requieren correcciones diarias. Además, el posicionamiento de púlsares podría crear un sistema de navegación para naves espaciales de forma independiente o utilizarse junto con la navegación por satélite. [48] [49]
Navegación púlsar
La navegación y temporización basada en púlsares de rayos X (XNAV) o simplemente navegación con 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 utilice XNAV compararía las señales de rayos X recibidas con una base de datos de frecuencias y ubicaciones de púlsares conocidas. Similar al GPS , esta comparación permitiría al vehículo calcular su posición con precisión (±5 km). La ventaja de utilizar señales de rayos X sobre ondas de radio es que los telescopios de rayos X pueden hacerse más pequeños y livianos. [50] [51] [52] Se informaron demostraciones experimentales en 2018. [53]
Relojes precisos
Generalmente, 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 se utilicen púlsares de milisegundos para establecer el tiempo de efemérides [56]
o para construir relojes de púlsares . [57]
Ruido de sincronización es el nombre que reciben las irregularidades de rotación observadas en todos los púlsares. Este ruido de temporización se puede observar como una desviación aleatoria en la frecuencia o fase del pulso. [58] Se desconoce si el ruido de sincronización está relacionado con fallas del púlsar . 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 en los pares internos (relacionados con la presencia de superfluidos o turbulencias) y 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 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 prueba importante 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 mayor frecuencia. El retraso resultante en la llegada de pulsos en un rango de frecuencias se puede medir directamente como 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 del púlsar al observador y es la densidad electrónica del ISM. La medida de dispersión se utiliza para construir modelos de distribución de electrones libres en la Vía Láctea . [62]
Además, las faltas de homogeneidad de densidad en el ISM provocan 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 variaciones de densidad en la atmósfera terrestre) se puede utilizar para reconstruir información sobre las variaciones a pequeña escala en el ISM. [63] Debido a la alta velocidad (hasta varios cientos de km/s) de muchos púlsares, un solo púlsar escanea el ISM rápidamente, lo que resulta en cambios en los patrones de centelleo en escalas de tiempo de unos pocos minutos. [64] La causa exacta de estas faltas de homogeneidad en la densidad sigue siendo una cuestión abierta, con posibles explicaciones que van desde la turbulencia hasta las láminas actuales . [sesenta y cinco]
Sondas del espacio-tiempo
Los púlsares que orbitan dentro del espacio-tiempo curvo 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 desplazamientos Doppler relativistas especiales y generales y por los complicados caminos que seguirían las ondas de radio a través del espacio-tiempo fuertemente curvado alrededor del agujero negro. Para que los efectos de la relatividad general puedan medirse con los instrumentos actuales, sería necesario descubrir púlsares con períodos orbitales inferiores a unos 10 años; [66] tales púlsares orbitarían a distancias dentro de 0,01 pc de Sgr A*. Actualmente se están realizando búsquedas; Actualmente, se sabe que cinco púlsares se encuentran a 100 pc de Sgr A*. [67]
Los púlsares enumerados aquí fueron los primeros descubiertos de este tipo o representan un extremo de algún tipo entre la población de púlsares conocida, como tener el período medido más corto.
El primer púlsar de radio "CP 1919" (ahora conocido como PSR B1919+21 ), con un período de pulso de 1,337 segundos y una anchura de pulso de 0,04 segundos, fue descubierto en 1967. [7]
PSR J1841-0500 , dejó de pulsar durante 580 días. Uno de los dos únicos púlsares que se sabe que dejaron de latir durante más de unos minutos.
PSR B1931+24, tiene ciclo. Pulsa durante aproximadamente una semana y deja de pulsar durante aproximadamente un mes. [72] Uno de los dos únicos púlsares que se sabe que han dejado de latir durante más de unos pocos minutos.
Swift J0243.6+6124 el púlsar más magnético con1,6 × 10 13 G . [73] [74]
PSR J0952-0607 el púlsar más pesado con2.35+0,17 −0,17METRO ☉ . [75] [76]
PSR J1903+0327 , un púlsar de ~2,15 ms descubierto en un sistema estelar binario altamente excéntrico con una estrella similar al Sol. [77]
PSR J2007+2722 , un púlsar aislado 'reciclado' de 40,8 hercios fue el primer púlsar encontrado por voluntarios a partir de datos tomados en febrero de 2007 y analizados por el proyecto de computación distribuida Einstein@Home . [78]
PSR J1311–3430 , el primer púlsar de milisegundos descubierto mediante pulsaciones de rayos gamma y parte de un sistema binario con el período orbital más corto. [79]
Galería
Vídeo – Crab Pulsar – pulso brillante e interpulso.
^ Nora Roberts; DR Lorimer; M. Kramer (2005). Manual de astronomía de Pulsar (ilustrado, edición herdruk). Prensa de la Universidad de Cambridge. pag. 249.ISBN 9780521828239.Extracto de la página 249 Archivado el 16 de noviembre de 2022 en Wayback Machine.
^ "Definición de PULSAR". www.merriam-webster.com . 31 de mayo de 2023.
^ "NICER de la NASA ofrece las mejores mediciones de púlsar hasta la fecha y el primer mapa de superficie". 11 de diciembre de 2019.
^ Sullivan, Walter (9 de febrero de 1983). "PULSAR DENOMINADO EL 'RELOJ' MÁS PRECISO DEL CIELO". Los Tiempos de la Ciudad Nueva York . Los New York Times . Consultado el 15 de enero de 2018 .
^ Proudfoot, Ben (27 de julio de 2021). "Ella cambió la astronomía para siempre. Ganó el Premio Nobel por ello. En 1967, Jocelyn Bell Burnell hizo un descubrimiento asombroso. Pero como mujer joven en la ciencia, se pasó por alto su papel". Los New York Times . Consultado el 27 de julio de 2021 .
^ "Cambié la astronomía para siempre. Ganó el premio Nobel por ello. | 'Casi famoso' por Op-Docs". YouTube . 29 de julio de 2021.
^ ab Hewish, A., Bell, SJ, et al. "Observación de una fuente de radio que pulsa rápidamente Archivado el 4 de agosto de 2021 en la Wayback Machine ". Naturaleza , volumen 217, 1968 (págs. 709–713).
^ Hewish, A.; Bell, SJ; Pilkington, JDH; Scott, PF; Collins, RA (febrero de 1968). "Observación de una fuente de radio que pulsa rápidamente". Naturaleza . 217 (5130): 709–713. Código Bib :1968Natur.217..709H. doi :10.1038/217709a0. ISSN 1476-4687. S2CID 4277613.
^ George Hobbs; Simon Johnston (28 de noviembre de 2017). "Hace cincuenta años, Jocelyn Bell descubrió los púlsares y cambió nuestra visión del universo". phys.org . Consultado el 4 de agosto de 2021 .{{cite journal}}: Citar diario requiere |journal=( ayuda )
^ MS Longair, Nuestro universo en evolución . Archivo COPA, 1996, pág. 72.
^ MS Longair, Astrofísica de altas energías, Volumen 2 . Prensa de la Universidad de Cambridge, 1994, pág. 99.
^ S. Jocelyn Bell Burnell (1977). "¿Hombrecitos verdes, enanas blancas o púlsares?". Revista Búsqueda Cósmica . Consultado el 30 de enero de 2008 .(discurso de sobremesa con el título de Petit Four pronunciado en el Octavo Simposio de Astrofísica Relativista de Texas; publicado por primera vez en Annals of the New York Academy of Science , vol. 302, págs. 685–689, diciembre de 1977).
^ Bell Burnell, S. Jocelyn (23 de abril de 2004). "Tan pocos púlsares, tan pocas mujeres". Ciencia . 304 (5670): 489. doi : 10.1126/ciencia.304.5670.489 . PMID 15105461.
^ Courtland, Raquel. "Pulsar detectado únicamente por ondas gamma Archivado el 2 de julio de 2015 en la Wayback Machine ". New Scientist , 17 de octubre de 2008.
^ Daily Telegraph , 21/3, 5 de marzo de 1968.
^ Baade, W.; Zwicky, F. (1934). "Observaciones sobre supernovas y rayos cósmicos" (PDF) . Revisión física . 46 (1): 76. Código bibliográfico : 1934PhRv...46...76B. doi :10.1103/PhysRev.46.76.2.
^ Woltjer, L. (1964). "Rayos X y restos de supernova tipo I". Revista Astrofísica . 140 : 1309. Código bibliográfico : 1964ApJ...140.1309W. doi : 10.1086/148028 .
^ Pacini, F. (1967). "Emisión de energía de una estrella de neutrones". Naturaleza . 216 (5115): 567–568. Código Bib :1967Natur.216..567P. doi :10.1038/216567a0. S2CID 4282721.
^ Oro, T. (1968). "Estrellas de neutrones en rotación como origen de las fuentes de radio pulsantes". Naturaleza . 218 (5143): 731–732. Código Bib :1968Natur.218..731G. doi :10.1038/218731a0. S2CID 4217682.
^ Pulsar de la nebulosa del cangrejo NP 0532 Archivado el 19 de noviembre de 2020 en Wayback Machine 1969, JM Comella, HD Craft, RVE Lovelace, JM Sutton, GL Tyler Nature 221 (5179), 453–454.
^ Métodos de búsqueda digital de púlsares Archivado el 20 de abril de 2021 en Wayback Machine 1969, RVE Lovelace, JM Sutton, EE Salpeter Nature 222 (5190), 231–233.
^ Sobre el descubrimiento del período del púlsar de la Nebulosa del Cangrejo Archivado el 2 de junio de 2021 en Wayback Machine RVE Lovelace y GL Tyler 2012, The Observatory, 132, 186.
^ Lyne y Graham-Smith, págs. 1 a 7 (1998).
^ "Comunicado de prensa: Premio Nobel de Física 1974". 15 de octubre de 1974 . Consultado el 19 de enero de 2014 .
^ Bell Burnell, S. Jocelyn. "¿Hombrecitos verdes, enanas blancas o púlsares?" Archivado el 7 de junio de 2019 en Wayback Machine . Anales de la Academia de Ciencias de Nueva York, vol. 302, págs. 685–689, diciembre de 1977.
^ Weisberg, JM; Bonito, DJ y Taylor, JH (2010). "Medidas de tiempo del púlsar binario relativista PSR B1913 + 16". La revista astrofísica . 722 (2): 1030–1034. arXiv : 1011.0718 . Código Bib : 2010ApJ...722.1030W. doi :10.1088/0004-637X/722/2/1030. S2CID 118573183.
↑ «Premio Nobel de Física 1993» . Consultado el 7 de enero de 2010 .
^ D. patrocinador; Kulkarni, Shrinivas R.; Heiles, Carl; Davis, MM; Goss, WM (1982). "Un púlsar de milisegundos". Naturaleza . 300 (5893): 315–318. Código Bib :1982Natur.300..615B. doi :10.1038/300615a0. S2CID 4247734.
^ abcd Antonelli, Marco; Montoli, Alejandro; Pizzochero, Pierre (noviembre de 2022), "Perspectivas sobre la física de los interiores de estrellas de neutrones a partir de fallas de Pulsar", Astrofísica en el siglo XXI con estrellas compactas , págs.978-981-12-2093-7
^ Ikhsanov, Nazar R. (1998). "La enana blanca parecida a un púlsar en AE Aquarii". Astronomía y Astrofísica . 338 : 521–526. Código Bib : 1998A&A...338..521I.
^ Terada, Yukikatsu; Hayashi, Takayuki; Ishida, Manabú; Mukai, Koji; Dotani, Tadayasu; Okada, Shunsaku; Nakamura, Ryoko; Naik, Sachindra; Bamba, Aya; Makishima, Kazuo (25 de abril de 2008). "Descubrimiento de Suzaku de pulsaciones de rayos X duros de una enana blanca magnetizada giratoria, AEAquarii". Publicaciones de la Sociedad Astronómica de Japón . 60 (2): 387–397. arXiv : 0711.2716 . Código Bib : 2008HEAD...10.1003T. doi : 10.1093/pasj/60.2.387 . ISSN 0004-6264.
^ ab Buckley, DAH; Meintjes, PJ; Potter, SB; Marsh, TR; Gänsicke, BT (23 de enero de 2017). "Evidencia polarimétrica de un púlsar enana blanca en el sistema binario AR Scorpii". Astronomía de la Naturaleza . 1 (2): 0029. arXiv : 1612.03185 . Código Bib : 2017NatAs...1E..29B. doi :10.1038/s41550-016-0029. ISSN 2397-3366. S2CID 15683792.
^ Schwope, Axel; Pantano, R.; Standke, A.; Pelisoli, I.; Alfarero, S.; Buckley, D.; Munday, J.; Dhillon, V. (2023). "Propiedades de rayos X del púlsar enana blanca eRASSU J191213.9−441044". Astronomía y Astrofísica . 674 : 387–397. arXiv : 0711.2716 . Código Bib : 2023A y A...674L...9S. doi : 10.1093/pasj/60.2.387 . ISSN 0004-6264.
^ Pelisoli, Ingrid; Marsh, TR; Buckley, David AH; Heywood, I.; Alfarero, Stephen B.; Schwope, Axel; Borde, Jacó; Standke, Annie; Woudt, Pensilvania; Parsons, SG; Verde, MJ; Kepler, SO; Lunes, James; Romero, AD; Breedt, E. (15 de junio de 2023). "Una enana blanca pulsante con un período de 5,3 minutos en un sistema binario detectada desde radio hasta rayos X". Astronomía de la Naturaleza . 7 (8): 931–942. arXiv : 2306.09272 . Código Bib : 2023NatAs...7..931P. doi :10.1038/s41550-023-01995-x. ISSN 2397-3366. S2CID 259164753.
^ Blinova, AA; Romanova, MM; Ustyugova, GV; Koldoba, AV; Lovelace, RVE (2019). "Comparaciones del modelo de hélice MHD con observaciones de la variable cataclísmica AE Aqr". Avisos mensuales de la Real Sociedad Astronómica . 487 (2): 1754-1763. arXiv : 1804.10105 . Código bibliográfico : 2019MNRAS.487.1754B. doi : 10.1093/mnras/stz1314 .
^ Pelisoli, Ingrid; Sahu, Snehalata; Lyutikov, Maxim; Barkov, Maxim; Gänsicke, Boris T.; Borde, Jacó; Buckley, David AH; Alfarero, Stephen B.; Schwope, Axel; Ramírez, SH (2024). "Revelando la enana blanca en J191213.72 - 441045.1 mediante observaciones ultravioleta". Avisos mensuales de la Real Sociedad Astronómica . 527 (2): 3826–3836. arXiv : 2311.05558 . Código bibliográfico : 2024MNRAS.527.3826P. doi : 10.1093/mnras/stad3442 .
^ Lyne, Andrew G.; Graham-Smith, Francis. Astronomía del púlsar. Prensa de la Universidad de Cambridge, 1998.
^ "Animación de Pulsar Beacon" . Consultado el 3 de abril de 2010 .
^ "Púlsares" . Consultado el 3 de abril de 2010 .
^ Arzoumanian, Zaven; Gendreau, Keith (diciembre de 2019). "Centrarse en las limitaciones NICER de la ecuación de estado de materia densa". Las cartas del diario astrofísico . Consultado el 14 de diciembre de 2019 .
^ Garner, Rob (11 de diciembre de 2019). "NICER de la NASA ofrece las mejores mediciones de púlsar hasta la fecha y el primer mapa de superficie". NASA . Consultado el 14 de diciembre de 2019 .
^ ab "Pulsares". www.cv.nrao.edu . Archivado desde el original el 12 de noviembre de 2020 . Consultado el 15 de septiembre de 2018 .
^ "Los viejos púlsares todavía tienen nuevos trucos que enseñarnos". Personal . ESA . 26 de julio de 2006 . Consultado el 30 de abril de 2013 .
^ "Einstein@Home 'científicos ciudadanos' en EE.UU. y Alemania descubren un nuevo púlsar en los datos del telescopio de Arecibo" (PDF) . Instituto Albert Einstein (Presione soltar). Hannover, DE: Instituto Max Planck de Física de Gravitación. 2010-08-12. Archivado desde el original (PDF) el 14 de agosto de 2010 . Consultado el 23 de septiembre de 2010 .– Material de referencia sobre el "púlsar reciclado perturbado" PSR J2007+2722 .
^ "Voyager - La nave espacial". voyager.jpl.nasa.gov .
^ Marissa Cevallos, Science News , "Cómo utilizar un Pulsar para encontrar Starbucks" Archivado el 31 de julio de 2012 en Wayback Machine , Discovery News , 24 de noviembre de 2010.
^ Ángel Tartaglia; Mateo Luca Ruggiero; Emiliano Capolongo (2011). "Un marco nulo para el posicionamiento del espacio-tiempo mediante fuentes pulsantes". Avances en la investigación espacial . 47 (4): 645–653. arXiv : 1001.1068 . Código Bib : 2011AdSpR..47..645T. doi :10.1016/j.asr.2010.10.023. S2CID 118704955.
^ Comisariado, Tushna (4 de junio de 2014). "Los púlsares trazan el camino para las misiones espaciales". Mundo de la Física .
^ "Un GPS interplanetario que utiliza señales de púlsar". Revisión de tecnología del MIT . 23 de mayo de 2013. Archivado desde el original el 29 de noviembre de 2014 . Consultado el 13 de marzo de 2021 .
^ Becker, Werner; Bernhardt, Mike G.; Jessner, Axel (2013). "Navegación autónoma de naves espaciales con púlsares". Acta Futura . 7 (7): 11–28. arXiv : 1305.4842 . Código Bib : 2013AcFut...7...11B. doi :10.2420/AF07.2013.11. S2CID 118570784.
^ Witze, Alexandra (2018). "La prueba de la NASA demuestra que los púlsares pueden funcionar como un GPS celestial". Naturaleza . 553 (7688): 261–262. Código Bib :2018Natur.553..261W. doi : 10.1038/d41586-018-00478-8 .
^ John G. Hartnett; André Luiten (2011). "Coloquio: Comparación de estándares de frecuencia astrofísica y terrestre". Reseñas de Física Moderna . 83 (1): 1–9. arXiv : 1004.0115 . Código Bib : 2011RvMP...83....1H. doi :10.1103/RevModPhys.83.1. S2CID 118396798.
^ Matsakis, DN; Taylor, JH; Eubanks, TM (1997). "Una estadística para describir la estabilidad del púlsar y del reloj" (PDF) . Astronomía y Astrofísica . 326 : 924–928. Código Bib : 1997A y A...326..924M. Archivado desde el original (PDF) el 25 de julio de 2011 . Consultado el 3 de abril de 2010 .
^ Patrocinador, Don (1984). "El púlsar de 1,5 milisegundos". Anales de la Academia de Ciencias de Nueva York . 422 (Undécimo Simposio de Texas sobre Astrofísica Relativista ): 180–181. Código bibliográfico : 1984NYASA.422..180B. doi :10.1111/j.1749-6632.1984.tb23351.x. S2CID 120371785. Archivado desde el original el 5 de enero de 2013 . Consultado el 14 de febrero de 2010 .
^ "El reloj más preciso del mundo se construirá en Gdańsk". Agencia Polska Prasowa . 2010 . Consultado el 20 de marzo de 2012 .[ enlace muerto permanente ]
^ "African Skies 4 - Estudios de fallas de Radio Pulsar".
^ "Las irregularidades en la sincronización del pulsador revelan un fondo oculto de ondas gravitacionales". Mundo de la Física . 2023-06-29 . Consultado el 11 de julio de 2023 .
^ Antonelli, Marco; Basu, Avishek; Haskell, Brynmor (7 de febrero de 2023). "Procesos estocásticos para el ruido de sincronización del púlsar: fluctuaciones en los pares internos y externos". Avisos mensuales de la Real Sociedad Astronómica . 520 (2): 2813–2828. arXiv : 2206.10416 . doi : 10.1093/mnras/stad256 . ISSN 0035-8711.
^ Ferrière, Katia (2001). "El entorno interestelar de nuestra galaxia". Reseñas de Física Moderna . 73 (4): 1031–1066. arXiv : astro-ph/0106359 . Código Bib : 2001RvMP...73.1031F. doi :10.1103/RevModPhys.73.1031. S2CID 16232084.
^ Taylor, JH; Cordés, JM (1993). "Distancias del Pulsar y distribución galáctica de electrones libres". Revista Astrofísica . 411 : 674. Código bibliográfico : 1993ApJ...411..674T. doi : 10.1086/172870 .
^ Rickett, Barney J. (1990). "Propagación de radio a través del plasma interestelar turbulento". Revista Anual de Astronomía y Astrofísica . 28 : 561–605. Código bibliográfico : 1990ARA&A..28..561R. doi : 10.1146/annurev.aa.28.090190.003021.
^ Pluma, Ue-Li; Levin, Yuri (2014). "Cintilantes pulsantes de láminas de reconexión corrugadas en el medio interestelar". Avisos mensuales de la Real Sociedad Astronómica . 442 (4): 3338–3346. arXiv : 1302.1897 . doi : 10.1093/mnras/stu1020 .
^ ab Angelil, R.; Saha, P.; Merritt, D. (2010). "Hacia el ajuste de órbita relativista de púlsares y estrellas del centro galáctico". La revista astrofísica . 720 (2): 1303-1310. arXiv : 1007.0007 . Código Bib : 2010ApJ...720.1303A. doi :10.1088/0004-637X/720/2/1303. S2CID 118449684.
^ Deneva, JS; Cordés, JM; Lacio, TJW (2009). "Descubrimiento de tres púlsares de una población de púlsares del centro galáctico". Las cartas del diario astrofísico . 702 (2): L177-182. arXiv : 0908.1331 . Código Bib : 2009ApJ...702L.177D. doi :10.1088/0004-637X/702/2/L177. S2CID 14133127.
^ Abt, Helmut A. (mayo de 2011). "La era de la burbuja interestelar local". La Revista Astronómica . 141 (5): 165. Código bibliográfico : 2011AJ....141..165A. doi : 10.1088/0004-6256/141/5/165 .
^ Buckley, DAH; Meintjes, PJ; Potter, SB; Marsh, TR; Gänsicke, BT (23 de enero de 2017). "Evidencia polarimétrica de un púlsar enana blanca en el sistema binario AR Scorpii". Astronomía de la Naturaleza . 1 (2): 0029. arXiv : 1612.03185 . Código Bib : 2017NatAs...1E..29B. doi :10.1038/s41550-016-0029. ISSN 2397-3366. S2CID 15683792.
^ Ikhsanov, Nazar R. (1998). "La enana blanca parecida a un púlsar en AE Aquarii". Astronomía y Astrofísica . 338 : 521–526. Código Bib : 1998A&A...338..521I.
^ Terada, Yukikatsu; Hayashi, Takayuki; Ishida, Manabú; Mukai, Koji; Dotani, Tadayasu; Okada, Shunsaku; Nakamura, Ryoko; Naik, Sachindra; Bamba, Aya; Makishima, Kazuo (25 de abril de 2008). "Descubrimiento de Suzaku de pulsaciones de rayos X duros de una enana blanca magnetizada giratoria, AEAquarii". Publicaciones de la Sociedad Astronómica de Japón . 60 (2): 387–397. arXiv : 0711.2716 . Código Bib : 2008HEAD...10.1003T. doi : 10.1093/pasj/60.2.387 . ISSN 0004-6264.
^ O'Brien, Tim. "El púlsar a tiempo parcial ofrece nuevos conocimientos sobre el funcionamiento interno de los relojes cósmicos | Centro de Astrofísica Jodrell Bank". www.jb.man.ac.uk. Consultado el 23 de julio de 2017 .
^ Kong, Ling-Da; Zhang, Shu; Zhang, Shuang-Nan; Ji, largo; Doroshenko, Víctor; Santangelo, Andrea; Chen, Yu-Peng; Lu, Fang-Jun; Ge, Ming-Yu; Wang, Peng-Ju; Tao, Lian; Qu, Jin-Lu; Li, Ti-Pei; Liu, Cong-Zhan; Liao, Jin-Yuan (1 de julio de 2022). "Descubrimiento de Insight-HXMT del CRSF de mayor energía del primer Pulsar Swift J0243.6 + 6124 de rayos X ultraluminoso galáctico". Las cartas del diario astrofísico . 933 (1): L3. arXiv : 2206.04283 . Código Bib : 2022ApJ...933L...3K. doi : 10.3847/2041-8213/ac7711 . ISSN 2041-8205. S2CID 249538417.
^ "Los astrónomos miden el campo magnético más fuerte jamás detectado". Nuevo Atlas . 2022-07-15 . Consultado el 22 de agosto de 2022 .
^ Croswell, Ken (22 de julio de 2022). "La estrella de neutrones más pesada jamás registrada tiene 2,35 veces la masa del sol". Noticias de ciencia . Consultado el 25 de julio de 2022 .
^ Romaní, Roger W.; Kandel, D.; Filippenko, Alexei V.; Brink, Thomas G.; Zheng, WeiKang (11 de julio de 2022). "PSR J0952-0607: la estrella de neutrones galáctica más rápida y pesada conocida". Las cartas del diario astrofísico . 934 (2): L17. arXiv : 2207.05124 . Código Bib : 2022ApJ...934L..17R. doi : 10.3847/2041-8213/ac8007 . S2CID 250451299.
^ Knispel, B.; Allen, B; Cordés, JM; Deneva, JS; Anderson, D; Aulbert, C; Bhat, Dakota del Norte; Bock, O; et al. (2010). "Pulsar Discovery mediante Global Volunteer Computing". Ciencia . 329 (5997): 1305. arXiv : 1008.2172 . Código Bib : 2010 Ciencia... 329.1305K. doi : 10.1126/ciencia.1195253. PMID 20705813. S2CID 29786670.
^ Pletsch, HJ; Palabra engañosa; Fehrmann, H.; Allen, B.; Kramer, M.; Aulbert, C.; Ackermann, M.; Ajello, M.; De Angelis, A.; Atwood, WB; Baldini, L.; Ballet, J.; Barbiellini, G.; Bastieri, D.; Bechtol, K.; Bellazzini, R.; Borgland, AW; Bottacini, E.; Brandt, TJ; Bregeon, J.; Brígida, M.; Bruel, P.; Buehler, R.; Busón, S.; Caliandro, GA; Cameron, RA; Caraveo, Pensilvania ; Casandjian, JM; Cecchi, C.; et al. (2012). "Descubrimiento de púlsar binario de milisegundos mediante pulsaciones de rayos gamma". Ciencia . 338 (6112): 1314-1317. arXiv : 1211.1385 . Código bibliográfico : 2012 Ciencia... 338.1314P. doi : 10.1126/ciencia.1229054. PMID 23112297. S2CID 206544680.
Otras lecturas
Lorimer, Duncan R.; Kramer, Michael (2004). Manual de astronomía de Pulsar. Prensa de la Universidad de Cambridge. ISBN 978-0-521-82823-9.
Lorimer, Duncan R. (2008). "Púlsares binarios y de milisegundos". Reseñas vivas en relatividad . 11 (1): 8. arXiv : 0811.0762 . Código Bib : 2008LRR....11....8L. doi : 10.12942/lrr-2008-8 . PMC 5256074 . PMID 28179824.
Lyne, Andrew G.; Graham-Smith, Francis (1998). Astronomía del púlsar. Prensa de la Universidad de Cambridge. ISBN 978-0-521-59413-4.
Manchester, Richard N.; Taylor, José H. (1977). Púlsares . WH Freeman y compañía. ISBN 978-0-7167-0358-7.
Escaleras, Ingrid H (2003). "Prueba de la relatividad general con Pulsar Timing". Reseñas vivas en relatividad . 6 (1): 5. arXiv : astro-ph/0307536 . Código Bib : 2003LRR.....6....5S. doi : 10.12942/lrr-2003-5 . PMC 5253800 . PMID 28163640.
enlaces externos
Wikimedia Commons tiene medios relacionados con Pulsars .
"Un descubrimiento de Pulsar: primer pulsar óptico Archivado el 3 de octubre de 2007 en la Wayback Machine ". Moments of Discovery , Instituto Americano de Física, 2007 (Incluye audio y guías para profesores).
Descubrimiento de los púlsares: entrevista con Jocelyn Bell Burnell. Jodcast, junio de 2007 (Versión de baja calidad).
Audio: Caín/Gay – Elenco de Astronomía. Púlsares - noviembre de 2009
Instalación del Telescopio Nacional de Australia: Catálogo Pulsar
Johnston, William Robert. "Lista de púlsares en sistemas binarios". Archivo Johnston, 22 de marzo de 2005.