Pulsar

En pulsar er et astronomisk objekt, der producerer et periodisk signal i størrelsesordenen en millisekund til nogle få titalls sekunder. Det ville være en neutronstjerne, der roterer meget hurtigt på sig selv (typisk periode i størrelsesordenen et sekund eller endda meget mindre for millisekundpulsarer ) og udsender stærk elektromagnetisk stråling i retning af dens magnetiske akse .

Terminologi

Attesteret fra 1969, det maskuline substantiv pulsar ( udtalt på fransk  :  /pyl.saʁ/ ) blev lånt fra den engelske pulsar , et portmanteau- ord med samme betydning, oprettet fra den locution pulserende stjerne ( korrekt "star pulsante"), sammensat af pulserende (" vibrerende ") og stjerne (" stjerne ").

Neologismen blev først tilskrevet den amerikanske astronom og astrofysiker Frank Drake, som ville have foreslået den så tidligt som April 1968, men det viser sig, at han optrådte tidligere, først i et interview med den britiske astronom Antony Hewish i The Daily Telegraph of5. marts 1968.

Dette ord stammer fra det faktum, at når de blev opdaget, blev disse objekter oprindeligt fortolket som værende variable stjerner, der var udsat for meget hurtige pulsationer. Denne antagelse viste sig hurtigt at være forkert, men navnet sidder fast.

Den forkortelse PSR står for pulserende kilde til radio (emission) , korrekt "pulserende kilde til radiobølger".

Generel

Den magnetiske akse for en neutronstjerne er generelt ikke ligesom Jorden ikke perfekt justeret med sin rotationsakse , emissionsområdet svarer i et givet øjeblik til en stråle, der fejer gennem en kegle over tid på grund af rotationen af stjerne. En pulsar signaliseres til en fjern observatør i form af et periodisk signal, perioden svarende til stjernens rotationsperiode . Dette signal er ekstremt stabilt, fordi stjernens rotation også er, men det sænkes meget lidt over tid.

Pulsarer er resultatet af eksplosionen af ​​en massiv stjerne i slutningen af ​​dens levetid, et fænomen kaldet en supernova (mere præcist en kernekollapsende supernova , den anden klasse supernova, termonukleære supernovaer, der efterlader ingen kompakt rest). Ikke alle hjertekollapsende supernovaer føder pulsarer, hvor nogle efterlader et sort hul . Hvis en neutronstjer har en næsten uendelig levetid, forekommer det karakteristiske emissionsfænomen af ​​en pulsar normalt kun i nogle få millioner år, hvorefter den bliver for svag til at kunne påvises med de nuværende teknologier .

Pulsarer blev opdaget noget utilsigtet i 1967 af Jocelyn Bell (nu Jocelyn Bell-Burnell) og hans specialevejleder Antony Hewish . I Cavendish Laboratory of Cambridge University , de studerede fænomenerne scintillation refraktive på området radio og havde derfor brug for en enhed måling af ændringer i et radiosignal over korte perioder (en split sekund). Instrumentet gjorde det muligt at detektere den periodiske variation af objekter, der en gang med sjov betragtning, som kilder til kommunikationssignaler, der stammer fra en udenjordisk intelligens, viste sig at være pulser, den første af dem med navnet PSR B1919 + 21 (eller CP 1919 på det tidspunkt). Syv år senere blev Nobelprisen i fysik , den første Nobelpris for forskning i astronomi, tildelt Hewish og hans samarbejdspartner Martin Ryle for deres banebrydende arbejde inden for radioastrofysik . Selvom Nobel Foundation fremhævede Hewishs afgørende rolle i opdagelsen af ​​pulsarer, anerkendte den ikke Jocelyn Bell som medopdageren af ​​det nye astronomiske objekt. En del af det astronomiske samfund mente, at Bell kun i sin afhandling havde redegjort for et fænomen, som det ikke havde forstået. Andre forskere, herunder Fred Hoyle , har udtrykt vrede over, hvad de anser for uretfærdighed.

Opdagelsen af ​​pulsarer tillod den vigtige udvikling af mange discipliner inden for astrofysik , fra testene af generel relativitet og fysik af kondenseret stof til studiet af strukturen i Mælkevejen , der passerede godt sikkert ved supernovaer . Undersøgelsen af ​​en binær pulsar , PSR B1913 + 16 , gjorde det for første gang muligt at fremhæve virkeligheden af tyngdestrålingen forudsagt af generel relativitet og blev også tildelt Nobelprisen i fysik ( Russell Alan Hulse og Joseph Hooton Taylor , i 1993 ).

Fordi emissionen af ​​en pulsar er begrænset til en kegle, er et stort antal pulsarer ikke observerbar fra jorden, fordi sidstnævnte ikke er placeret i keglen fejet af bjælken fra mange pulsarer. Ikke desto mindre kendes der i øjeblikket mere end 2.000 pulser (2007), hvor næsten alle er placeret i Mælkevejen eller nogle af dens kuglehobe , de andre, meget få, er placeret i Mælkevejen. To Magellanske skyer . Selv en pulsar, der er så energisk som den mest energiske pulsar, der er kendt (Crab Pulsar, også kaldet PSR B0531 + 21 ), ville på forhånd være opdagelig, hvis den blev observeret fra Andromedagalaksen (M31), også Mælkevejen og Magellanske skyer er de de eneste galakser, hvor det synes muligt at studere disse objekter med den nuværende teknologi.

Der findes en lang række typer pulser (radiopulsarer, X-pulser, unormale X-pulser , magnetarer , millisekund-pulser ), hvis egenskaber i det væsentlige afhænger af deres alder og deres miljø.

Opdagelseshistorik

Pulsarer blev opdaget i 1967 af Jocelyn Bell og Antony Hewish i Cambridge, så de brugte et teleskop til at undersøge scintillationen af kvasarer . De fandt et meget regelmæssigt signal, der bestod af korte strålingsimpulser, der gentog meget regelmæssigt (perioden 1.337 301 192 sekunder blev efterfølgende målt med meget høj præcision). Det meget regelmæssige udseende af signalet bønfaldt om en kunstig oprindelse, men en jordisk oprindelse blev udelukket, fordi den tid det tog at dukke op igen var en siderisk dag og ikke en soldag , hvilket indikerer en fast position på himmelsfæren , noget umuligt for en kunstig satellit .

Dette nye objekt blev døbt CP 1919 for "Cambridge Pulsar ved 19  h  19 af højre opstigning  " og er i dag opkaldt PSR B1919 + 21 for "Pulsar ved 19  h  19 i højre opstigning og + 21 ° af deklination  " . Jean-Pierre Luminet indikerer, at ”da disse ekstraordinære objekter blev opdaget i 1967, troede visse astronomer først, at de var kunstige signaler udsendt af udenjordiske intelligenser , fordi regelmæssigheden af ​​pulsationen syntes overnaturlig”  : den første pulsar blev således døbt “  LGM-1  ”- og så videre for følgende: LGM-2  osv.  - for Little Green Men -1 ( lit. "  little green men -1"). Efter mange spekulationer blev det accepteret, at den eneste naturlige genstand, der kunne være ansvarlig for dette signal, var en hurtigt roterende neutronstjerne . Disse objekter var endnu ikke blevet observeret på det tidspunkt, men deres eksistens som et produkt af eksplosionen af ​​en massiv stjerne ved slutningen af ​​dens levetid var ikke i tvivl. Opdagelsen af pulsar PSR B0531 + 21 i Krabbetågen (M1), resultatet af den historiske supernova SN 1054 rigeligt beskrevet af astronomer fra Fjernøsten (Kina, Japan) gennemført identifikation mellem pulsarer og neutronstjerner.

Befolkningen af ​​pulser er gradvist beriget med nye genstande, hvoraf nogle havde atypiske egenskaber. Således blev den første binære pulsar , dvs. en del af et binært system, opdaget i 1974 . Han havde den bemærkelsesværdige egenskab, at han som ledsager havde en anden neutronstjerne, der sammen med sig dannede et binært system i en ekstremt stram bane, til det punkt, at universel tyngdekraft ikke tillader at forklare detaljerne i pulsarens bane, afsløret af moduleringerne af ankomsttiderne for den pulserende emission af disse genstande. Målingernes høje nøjagtighed gjorde det muligt for astronomer at beregne tabet af orbitalenergi fra dette system, hvilket tilskrives emissionen af tyngdekraftsbølger . Et endnu mere bemærkelsesværdigt system blev opdaget i 2004 , den dobbelte pulsar PSR J0737-3039 . Dette system består af to neutronstjerner, som begge ses som pulser. De udgør det strammeste neutronstjernesystem, der hidtil er kendt med en omløbstid på ca. to timer. Endnu mere bemærkelsesværdigt er, at dette systems hældning er meget lav (systemet ses næsten i dets orbitalplan ), til det punkt, at et formørkelsesfænomen forekommer i nogle få titalls sekunder under systemets omdrejning. Denne formørkelse skyldes ikke maskeringen af ​​baggrundspulsaren ved overfladen af ​​forgrunden, men på det faktum, at pulserne er omgivet af et stærkt magnetiseret område, magnetosfæren , sæde for komplekse elektromagnetiske fænomener. Denne magnetosfære vil sandsynligvis forhindre udbredelse af stråling fra baggrundspulsaren, hvilket giver den enestående mulighed for at studere strukturen af ​​disse objekters magnetosfære.

I 1980'erne blev der opdaget millisekundepulsarer , som, som deres navn antyder, har perioder på få millisekunder (typisk mellem 2 og 5 ). Siden 1982 havde den pulserende PSR B1937 + 21 den højeste rotationsfrekvens. Dens rotationsfrekvens var 642  Hz . I løbet af månedenjanuar 2006, En publikation har rapporteret påvisningen af ​​en pulsar kaldet PSR J1748-2446AD (Ter5ad eller for kort, idet pulsaren er placeret inden i den kugleformede Terzan 5  (in) ), og rotationsfrekvensen stiger til 716  Hz . Søgningen efter de hurtigst roterende pulser er af stor interesse for studiet af disse objekter. Faktisk er deres maksimale rotationsperiode direkte relateret til deres størrelse: jo mindre deres størrelse, jo højere kan deres maksimale rotationshastighed være, dette fordi rotationshastigheden for et objekt er begrænset af det faktum, at kraftcentrifugalkraften ikke kan overstige kraften af tyngdekraften, ellers ville objektet spontant miste massen i dets ækvatoriale regioner. Den centrifugalkraft, der opleves af ækvatorialregionerne, øges med størrelsen på objektet, mens dens tyngdekraft falder. Et meget hurtigt roterende objekt er således et tegn på et iboende lille objekt, som kan gøre det muligt at fastgøre dets indre struktur, hvor en meget lille neutronstjerne ikke er et tegn på en ikke meget massiv genstand, men på en meget kompakt genstand .

Observation og påvisning af pulser

Pulsarer observeres generelt lettere på radio. Imidlertid kræver deres påvisning en vis omhu. Faktisk er forplantningshastigheden for radiobølger meget lidt lavere end lysets på grund af det meget lave, men ikke nul-densitet af det interstellære medium . Beregninger viser, at denne formering hastighed afhænger af observation bølgelængde . Derfor vil pulstoget af en pulsar ankomme forskudt fra en frekvens til en anden, hvilket kaldes et mål for spredning . Hvis vi observerer et frekvensbånd, der er for bredt, kan forskydningen af ​​ankomsttiderne blive større end perioden for pulsaren, og vi mister den periodiske emission af sidstnævnte. For at detektere en pulsar er det derfor nødvendigt at observere meget smalle frekvensbånd. Problemet er så, at den modtagne fluxdensitet er meget lav. I praksis omgås problemet ved at observere flere frekvensbånd og ved at se, om det lykkes os at kombinere dem til et periodisk signal, når tilstedeværelsen af ​​dispersion antages.

Nedenstående tabel viser de vigtigste dedikerede operationer på et af de store jordbaserede radioteleskoper for at detektere pulser.

Observatorium Frekvens
Research
( MHz )		 Kanaler og
båndbredde
(MHz)		 Sampling
( ms )		 Følsomhed
( mJy )		 Region omfattet Antal opdagede
pulsarer
 År og referencer
Molonglo 408 4 - - - 31 1968 , 1969
Jodrell Bank 408 4 40 10 0 ° < l <40 °
| b | <10 °		 31 1970
Arecibo 430 8 5.6 - 35 ° < l <75 ° og 170 ° < l <75 °
| b | <4 °		 31 1974 , 1975
Molonglo 408 4 10 - δ <20 ° 155 1978
Grøn Bank 408 16 16 - δ > 20 ° 23 1982
Grøn Bank 390 16 16 2 δ <-18 ° 34 1985
Grøn Bank 390 8 2 3 3.725  kvadratgrader 20 1986
Jodrell Bank 1400 40 2 1 -5 ° < l <95 °, | b | <1 ° og
95 ° < l <105 °, | b | <0,6 °		 40 1992
Parker 1500 80 og 320 0,3 og 1,2 2,5 og 1,0 270 ° < l <20 °
| b | <10 °		 46 1992
Arecibo 430 10 0,25 0,2 9.128  kvadrat grader 19 1995
Parker 436 32 0,3 3 Fuld sydlig himmel 101 1996
Arecibo 430 8 0,25 0,5 680  kvadratgrader 12 1996
Arecibo 430 8 0,2 og 0,3 0,7 960  kvadratgrader 12 1996
Parker 1374 96 × 3 0,125 0,5 260 ° < l <50 °
5 ° <| b | <10 °		 69 2001
Parker 1374 96 × 3 0,25 0,17 260 ° < l <50 °
| b | <5 °		 700 2001 , 2002 , 2003

Pulsar fysik

Oprindelsen af ​​den "pulserede" emission

De observerede impulser produceres ved stråling fra den roterende neutronstjerne. Fordi strålingen ikke er isotrop , forårsager stjernens rotation en tidsmæssig modulering af den. Fortolkningen er, at strålingsprocesserne er relateret til neutronstjernens magnetfelt , og magnetfeltets akse er ikke justeret med dens rotationsakse. Således udsendes strålingen, som det synes sandsynligt, at den er centreret på stjernens magnetiske poler, i et givet øjeblik i form af to stråler i modsatte retninger. Disse to stråler fejer gennem rummet på grund af neutronstjernens rotation og beskriver en kegle med en vis tykkelse.

Det mest overbevisende bevis fra ovenstående scenario er, at neutronstjernen opfører sig som en roterende magnetisk dipol på denne måde. En sådan konfiguration mister sandsynligvis energi på grund af dens rotation, så perioden for de pulserende signaler skal forlænge over tid. Dette fænomen med afmatning af pulsarer observeres faktisk næsten systematisk i disse objekter. Mere præcist er det muligt at forudsige den nøjagtige form for den observerede afmatning af pulsarer. På den ene side er det muligt at sammenligne den alder, der er udledt fra observationen af ​​afmatningen, med den virkelige alder af pulsaren, når sidstnævnte er kendt (som for krabbe-pulsaren), på den anden side loven om den tidsmæssige udviklingen af ​​pulsarens rotationsperiode skal afhænge af en parameter kaldet bremseindeks , hvis forventede værdi er 3 . Dette indeks er desværre ret vanskeligt at måle (det kan kun påvises om få år på unge pulsarer), men den fundne værdi er ofte relativt tæt på 3 , selvom den næsten systematisk er lavere end denne værdi. Årsagen til denne uoverensstemmelse er i øjeblikket ikke kendt.

Den pulserende population: diagrammet "PP-punkt"

Fænomenet med pulsar-opbremsning forårsager en langsom stigning i perioden P for en pulsar, som ses langsomt øges over tid. Denne stigning bemærkes traditionelt (udtalt P-punkt eller P-prik på engelsk ), hvor tidsafledningen af ​​en fysisk størrelse generelt noteres med et punkt over den nævnte mængde. Den karakteristiske tid, hvormed perioden øges, er af størrelsen af ​​pulsarens alder. Da de fleste af disse objekter kan påvises i flere millioner år, er stigningshastigheden i en pulsar periode ekstremt langsom. Selv om denne stigningstakt er forholdsvis let at påvise (på blot et par timers observation), faktum er, at pulsarer kan ses som ekstraordinært stabile naturlige ure, hvis langtidsstabilitet er sammenlignelig med de bedste jordarters atomure .

PP-punktdiagrammet afslører flere typer pulsar.

Udvikling af pulser

Fra en indledende periode med utvivlsomt meget hurtig rotation (et par titusinder af millisekunder, endda kun et par millisekunder), sænkes pulserne langsomt. Fra tid til anden observerer vi meget pludselige, selvom små variationer i denne rotationshastighed, et fænomen kaldet fejl . En fortolkning af dette fænomen var, at pulsaren regelmæssigt måtte justere formen på sin faste skorpe på grund af sin langsomme rotation, og skorpen skulle være mere og mere sfærisk. Vi taler således om "stjerneskælv", selvom udtrykket " jordskælv " er mere passende ( stjerne- eller jordskælv på engelsk , analogt med jordskælv, der betyder "  jordskælv  "). Denne fortolkning er kompatibel med observationer for visse pulser, men kolliderer med adfærd fra andre pulser, især Vela. Det er nu fastslået, at glitch-fænomenet i det mindste for nogle pulsarer skyldes en kompleks kobling mellem neutronstjernens faste skorpe og dens kerne, som er superfluid . En naiv model beskriver således neutronstjernen som sammensat af to lag, skorpen og hjertet, som ser deres rotation bringes til at adskille sig pludselig, før de ved viskositet synkroniserer de to igen, som et æg. Ladning, som der gives en rotationsbevægelse. Æggeskalets rotation, i første omgang meget hurtigt, sænkes, når de tyktflydende kræfter trækker æggeblommen og den hvide i samme hastighed som skallen (oprindeligt drejer kun skallen og ved bevaring af vinkelmomentet , den samlede rotation af ligevægtskonfigurationen hvor alt er i synkron rotation er langsommere end det, hvor kun skallen er i rotation).

I kunst og kultur

Pulsarer er blevet brugt i musikalske kompositioner for deres metronomiske aspekt, især Le noir de l'Etoile af Gérard Grisey (1990) eller Pulstar , af Vangelis , i hans album Albedo 0,39 .
Coveret til albummet Unknown Pleasures (1979) fra gruppen Joy Division repræsenterer bølgerne fra den allerførste pulsar, der blev opdaget (pulsaren CP 1919 ).
Pulsarer er kernen i Vladimir Suchys brætspil Pulsar 2849 (2017).

Se også

Relaterede artikler

eksterne links

Noter og referencer

  1. Jean Rösch , "  Nylige fremskridt inden for astronomi  ", L'Astronomie , vol.  83,Februar 1969, s.  79-85 ( Bibcode  1969LAstr..83 ... 79R , læs online [PDF] , adgang 13. januar 2016 ).
  2. Annie Baglin , "  Les pulsars  ", L'Astronomie , vol.  83,Juni 1969, s.  233-243 ( Bibcode  1969LAstr..83..233B , læs online [PDF] , adgang til 13. januar 2016 ).
  3. "Pulsar" , i ordbogen for det franske akademi , om National Center for Textual and Lexical Resources (hørt om13. januar 2016) .
  4. Indtastning "  pulsar  " , på larousse.fr/dictionnaires/francais , Larousse (adgang 13. januar 2016 ) .
  5. (i) Yogesh Maan , tomografiske studier af pulsar radio udstedelse kegler og søger efter radio- modstykker til gamma-ray pulsarer (ph.d.-afhandling under ledelse af A. Avinash Deshpande), Bangalore, Indian Institute of Science ,Juli 2013, XVI -180  s. ( læs online [PDF] ) , kap.  1 (“Introduktion”) , sek. 1.1 (“  En kort introduktion til pulsarer  ”), s.  1 , n.  1.
  6. (i) Dirk ter Haar , "  Pulsarer  " , Bulletin for Astronomical Society of India , vol.  7,Juli 1979, s.  56-60 ( Bibcode  1979BASI .... 7 ... 56T , læst online [PDF] , adgang 13. januar 2016 ).
  7. (i) René Paul Breton , radio pulsarer i binære systemer (ph.d.), Montreal, McGill University ,december 2008, XVII -216  s. ( Bibcode  2009PhDT ....... 223B , arXiv  0907.2623 , læs online [PDF] ) , kap.  1 (“Introduktion”) , sek. 1.2 (“  Historisk baggrund  ”), §  1.2.1 (“  Den store opdagelse  ”), s.  9.
  8. Indtastning "pulsar" i Jean-Paul Kurtz , ordbog over etymologi, leksikologi og historie anglismer og amerikanismer , t.  3: fra pølser til zoom . , Paris, bøger efter behov ,2013, 502  s. , 22  cm ( ISBN  978-2-322-03441-3 og 2-322-03441-X , OCLC  931693895 , note BNF n o  FRBNF43731616 ) , s.  997 [ læs online  (side hørt den 13. januar 2016)] .
  9. (i) Bernard F. Burke og Francis Graham-Smith , En introduktion til radioastronomi [ "En introduktion til astronomi"], Cambridge og New York, Cambridge University Press ,20103 e  ed. ( genoptryk. 2014) ( 1 st  ed. 1996), XII -444  s. 24,4 × 17  cm ( ISBN  978-0-521-87808-1 , 0-521-87808-X og 1-107-67260-0 , OCLC  495268052 , instruktion BNF nr .  FRBNF42122022 , online præsentation ) , kap.  12 (“Pulsars”) , s.  253 [ læs online  (side hørt den 13. januar 2016)] .
  10. Jérôme Novak og Micaela Oertel , "  Neutronstjerner: kosmiske sonder  ", Dossier Pour la Science , nr .  83 "Kosmos mysterier: fra Big Bang til sorte huller",April-juni 2014( læs online , konsulteret den 13. januar 2016 ).
  11. (da) Forskningscenter for højenergi-astrofysikforskningsarkiv ( NAS ) , "  Jocelyn Bell Burnell  " på StarChild ,april 2018(adgang til 17. april 2018 ) .
  12. (i) Elizabeth H. Oakes, Encyclopedia of World Forskere: LZ , New York, Infobase Publishing ,2007( 1 st  ed. 2001), 913  s. ( ISBN  978-0-8160-6158-7 og 0-8160-6158-0 ) , s.  51-52, 330.
  13. (in) Encyclopædia Britannica , "  Jocelyn Bell Burnell  " ,18. september 2015(adgang til 17. april 2018 ) .
  14. Tristan Vey, "  Disse forskere berøvet uretmæssigt Nobel  " , Le Figaro ,4. oktober 2010( ISSN  0182-5852 , adgang til 17. april 2018 ) .
  15. (i) Nobel Foundation , "  Nobelprisen i fysik i 1974  " [ "Nobelprisen i fysik i 1974"], på www.nobelprize.org ,april 2018(adgang til 17. april 2018 ) .
  16. (i) The New York Times , "  Hoyle bestrider Nobel Physics Award  " ,22. marts 1975(adgang til 17. april 2018 ) .
  17. François Rothen ( pref.  Michel Mayor ), fascinationen af ​​andre steder: jægere af planeter , Lausanne, Presses polytechniques et universitaire romandes , coll.  "Fokus på videnskab",2015, 303  s. ( ISBN  978-2-88915-140-0 og 2-88915-140-9 , OCLC  929.823.933 , note BNF n o  FRBNF44399667 ) , s.  133-135.
  18. Suzy Collin-Zahn, Fra kvasarer til sorte huller , Les Ulis, EDP ​​Sciences , koll.  "Videnskab og historie",2009, 455  s. ( ISBN  978-2-7598-0377-4 og 2-7598-0377-5 , OCLC  837.924.295 , note BNF n o  FRBNF41407454 ) , s.  246.
  19. En X-binær kan også bestå af kombinationen stjerne- sort hul , hvilket kan være meget vanskeligt at skelne fra en stjerne-pulsar kombination.
  20. Jean-Pierre Luminet , "  Stjernernes død  ", Undersøgelser om døden , nr .  124,2003, s.  9-20 ( læst online , hørt 29. december 2016 ). Via Cairn.info .
  21. (in) MI Large , AE Vaughan & R. Wielebinski  (de) , Pulsar Search Molonglo ved Radio Observatory , Nature , 220 , 753-756 (1968) Se online (begrænset adgang) .
  22. (in) AE Vaughan , MI Large & R. Wielebinski , Three New Pulsars , Nature , 222 , 963 (1969) Se online (begrænset adgang) .
  23. (i) JG Davies , MI Stor & AC Pickwick , Five New Pulsarer , Nature , 227 , 1123-1124 (1970) Se online (begrænset adgang) .
  24. (in) JG Davies & MI Large , En enkeltpuls-søgning efter pulsarer , Månedlige meddelelser fra Royal Astronomical Society , 149 , 301-310 (1970) Se online .
  25. (i) RA Hulse & JH Taylor , en høj følsomhed Pulsar Survey , Astrophysical Journal Letters , 191 , l59-L61 (1974) Læs online .
  26. (i) RA Hulse & JH Taylor , en dyb prøve nye pulsarer og rumlige udstrækning i galaksen , Astrophysical Journal Letters , 201 , L55-l59 (1975) Se online .
  27. (i) Richard Manchester et al. , Den anden Molonglo pulsarundersøgelse - opdagelse af 155 pulsarer , Månedlige meddelelser fra Royal Astronomical Society , 185 , 409-421 (1978) Se online .
  28. (in) Mr. Damashek et al. , Nordlig halvkugle pulsarundersøgelse - En tredje radiopulsar i et binært system , The Astrophysical Journal Letters , 253 , L57-L60 (1982) Se online .
  29. (en) GH sökes et al. , En undersøgelse for kortvarige pulsarer , Nature , ' 317 , 787-788 (1985) Se online (begrænset adgang) .
  30. (en) RJ Dewey et al. , En søgning efter pulser med lav lysstyrke , The Astrophysical Journal Letters , 294 , L25-L29 (1985) Se online .
  31. (en) GH Stokes et al. , Resultater af to undersøgelser for hurtige pulsarer , The Astrophysical Journal , 311 , 694-700 (1986) Se online .
  32. (en) TR Clifton et al. , En højfrekvent undersøgelse af det galaktiske plan for unge og fjerne pulsarer , Månedlige meddelelser fra Royal Astronomical Society , 254 , 177-184 (1992) Se online .
  33. (en) Simon Johnston et al. , En højfrekvent undersøgelse af det sydlige galaktiske plan for pulsarer , Månedlige meddelelser fra Royal Astronomical Society , 255 , 401-411 (1992) Se online .
  34. (en) RS Foster et al. , A High Galactic Latitude Pulsar Survey of the Arecibo Sky , The Astrophysical Journal , 454 , 826-830 (1995) Se online .
  35. (i) Richard Manchester et al. , The Parkes Southern Pulsar Survey. I. Observations- og dataanalysesystemer og indledende resultater , Månedlige meddelelser fra Royal Astronomical Society , 279 , 1235-1250 (1996) Se online .
  36. (en) Fernando Camilo et al. , Princeton-Arecibo Declination-Strip Survey for Millisecond Pulsars. I , The Astrophysical Journal , 469 , 819-827 (1996) Se online .
  37. (i) PS Ray et al. , A Survey for Millisecond Pulsars , The Astrophysical Journal , 470 , 1103-1110 (1996) Se online .
  38. (en) RT Edwards et al. , The Swinburne pulsar survey , intermediate-latitude , Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , 326 , 358-374 (2001) Se online .
  39. (i) Richard Manchester et al. , The Parkes flerstråleantenne pulsar undersøgelse - jeg . Observations- og dataanalysesystemer, opdagelse og timing af 100 pulsarer , Månedlige meddelelser fra Royal Astronomical Society , 328 , 17-35 (2001) Se online .
  40. (in) DJ Morris et al. , The Parkes Multibeam Pulsar Survey - II . Opdagelse og timing af 120 pulser , Månedlige meddelelser fra Royal Astronomical Society , 335 , 275-290 (2002) Se online .
  41. (in) Kramer  (in) et al. , The Parkes Multibeam Pulsar Survey - III . Unge pulsarer og opdagelsen og timingen af ​​200 pulsarer , Månedlige meddelelser fra Royal Astronomical Society , 342 , 1299-1324 (2003) Se online .
  42. Der er nogle undtagelser, som kan klassificeres i to klasser: pulsarer inkluderet i binære systemer vil sandsynligvis se deres rotation accelerere, når de fanger stof fra deres ledsagende stjerne (et fænomen kaldet tilvækst ), og en acceleration tilsyneladende rotation af pulsarer kan forekomme hvis vi observerer den pulserende acceleration i rummet i en retning orienteret mod observatøren, for eksempel inden for visse kugleformede klynger ( Shklovsky-effekt ).
  43. "  The Black af Star, Gérard Grisey  " på brahms.ircam.fr (tilgængelige på en st september 2019 ) .
  44. Det er sandsynligt, at et bestemt antal kilder til gammastråler, der er identificeret i dag, også er pulser uden radioemission, men deres gammamission er i dag for svag til, at deres pulskarakter kan fremhæves i dag.