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Pulsar

PSR B1509−58 – Los rayos X de Chandra son de oro; los infrarrojos de WISE están en rojo, verde y azul/máx. Animación de un púlsar en rotación. La esfera central representa la es...

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PSR B1509−58 – Los rayos X de Chandra son de oro; los infrarrojos de WISE están en rojo, verde y azul/máx.
Animación de un púlsar en rotación. La esfera central 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 de " faro " producido por un púlsar.

Un púlsar ( estrella pulsante , según el modelo del cuásar ) [ 1 ] es una estrella de neutrones giratoria altamente magnetizada que emite haces de radiación electromagnética desde sus polos magnéticos . [ 2 ] Esta radiación solo se puede observar cuando un haz de emisión apunta hacia la Tierra (de forma similar a como un faro solo se ve cuando su luz apunta hacia 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 desde milisegundos hasta segundos para un púlsar individual. Los púlsares son uno de los candidatos para ser la fuente de rayos cósmicos de ultra alta energía (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 gravitacional . 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 para mantener el tiempo . [ 3 ]

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, de un radiotelescopio recién puesto en marcha que ella ayudó a construir. Inicialmente descartadas como interferencia de radio por su supervisor y desarrollador del telescopio, Antony Hewish , [ 4 ] [ 5 ] el hecho de que las señales siempre aparecieran en la misma declinación y ascensión recta pronto descartó una fuente terrestre. [ 6 ] 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. [ 7 ] Nunca antes se había observado un objeto astronómico de esta naturaleza. El 21 de diciembre, Bell descubrió un segundo púlsar, desmintiendo la especulación de que estas pudieran ser señales transmitidas a la Tierra por una inteligencia extraterrestre . [ 8 ] [ 9 ] [ 10 ] [ 11 ]

Cuando las observaciones con otro telescopio confirmaron la emisión, se eliminó cualquier tipo de efecto instrumental. En ese momento, Bell dijo sobre ella y Hewish que «realmente no creíamos haber 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 piensa que puede haber detectado vida en otro lugar del universo, ¿cómo se anuncian los resultados de manera responsable?» [ 12 ] Aun así, apodaron a la señal LGM-1 , por « hombrecitos verdes » (un nombre jocoso para seres inteligentes de origen extraterrestre ).

Mapa en el que Jocelyn Bell reconoció por primera vez la evidencia de un púlsar, expuesto 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 del Último Máximo Glacial" fue completamente abandonada. [ 13 ] Su púlsar fue posteriormente denominado CP 1919 , y ahora se le conoce 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 . [ 14 ]

La palabra púlsar 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 (Pequeños Hombres Verdes). Ahora se cree que se trata de un nuevo tipo, entre una enana blanca y una estrella de neutrones. Es probable que se le dé el nombre de púlsar. El Dr. A. Hewish me comentó ayer: «...Estoy seguro de que hoy todos los radiotelescopios están observando los púlsares». [ 15 ]

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 , alimentada 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 . [ 16 ] Basándose en la idea de la conservación del flujo magnético de las estrellas magnéticas de la secuencia principal, 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 ). [ 17 ] 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 ser bombeada a un remanente de supernova alrededor de una estrella de neutrones, como la Nebulosa del Cangrejo . [ 18 ] Tras el descubrimiento del primer púlsar, Thomas Gold sugirió de forma independiente un modelo de estrella de neutrones en rotación similar al de Pacini, y argumentó explícitamente que este modelo podría explicar la radiación pulsada observada por Bell Burnell y Hewish. [ 19 ] En 1968, Richard V. E. Lovelace, junto con sus colaboradores, descubrió el período  PAG≈33{\displaystyle P\approx 33} ms del púlsar de la Nebulosa del Cangrejo usando el Observatorio de Arecibo . [ 20 ] [ 21 ] El descubrimiento del púlsar del Cangrejo proporcionó confirmación del modelo de estrella de neutrones rotatoria de los púlsares. [ 22 ] 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 es así porque está ubicado en el centro de la Nebulosa del Cangrejo, consistente con la predicción de Baade y Zwicky de 1933. [ 23 ] En 1974, Antony Hewish y Martin Ryle , quienes 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 jugó un "papel decisivo en el descubrimiento de los púlsares". [ 24 ] Existe considerable controversia en torno al hecho de que Hewish recibiera el premio mientras que Bell, quien realizó el descubrimiento inicial cuando era su estudiante de doctorado, no lo recibiera. Bell afirma no guardar resentimiento al respecto y apoya la decisión del comité del Premio Nobel. [ 25 ]

Hitos

El púlsar Vela y su nebulosa de viento de púlsar circundante

En 1974, Joseph Hooton Taylor, Jr. y Russell Hulse descubrieron por primera vez un púlsar en un sistema binario de estrellas, PSR B1913+16 . Este púlsar orbita otra estrella de neutrones con un período orbital de tan solo ocho horas. La teoría de la relatividad general de Einstein predice que este sistema debería emitir una fuerte radiación gravitacional , lo que provocaría que la órbita se contrajera 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. Hasta 2010, las observaciones de este púlsar seguían concordando con la relatividad general. [ 26 ] En 1993, Taylor y Hulse recibieron el Premio Nobel de Física por el descubrimiento de este púlsar. [ 27 ]

En 1982, Don Backer lideró un grupo que descubrió PSR B1937+21 , un púlsar con un período de rotación de aproximadamente 1,6 milisegundos (38 500 rpm ). [ 28 ] 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 los MSP son el producto final de binarias de rayos X. Debido a su rotación extraordinariamente rápida y estable, los MSP pueden ser utilizados por los astrónomos como relojes que rivalizan con la estabilidad de 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 mediante la cronometría de púlsares incluyen la posición 3D del púlsar, su movimiento propio , el contenido electrónico 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 en el tiempo. (Estos se calculan a partir de los datos brutos de cronometría mediante Tempo , un programa informático especializado en esta tarea). Una vez considerados estos factores, se pueden encontrar desviaciones entre los tiempos de llegada observados y las predicciones realizadas utilizando estos parámetros, las cuales se atribuyen a una de tres posibilidades: variaciones intrínsecas en el período de rotación del púlsar, errores en la realización del Tiempo Terrestre con respecto al cual se midieron los tiempos de llegada, o la presencia de ondas gravitacionales de fondo. Actualmente, los científicos intentan resolver estas posibilidades comparando las desviaciones observadas entre varios púlsares diferentes, formando lo que se conoce como una red de cronometría 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 del LANL propuso un modelo para predecir la fecha probable de las fallas de púlsares con datos de observación del Rossi X-ray Timing Explorer . Utilizaron observaciones del púlsar PSR J0537−6910 , conocido por ser un púlsar con fallas cuasiperiódicas. [ 29 ] Sin embargo, hasta la fecha no se conoce ningún esquema general para la predicción de fallas. [ 29 ]

Representación 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 aportó pruebas importantes 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 con forma de púlsar

Las enanas blancas también pueden comportarse como púlsares. Sin embargo, dado que el momento de inercia de una enana blanca es mucho mayor que el de una estrella de neutrones, los púlsares de enana blanca giran una vez cada varios minutos, mucho más lentamente que los púlsares de estrella de neutrones.

Para el año 2025, se habrán identificado tres enanas blancas con características similares a púlsares.

  • En 1998, Nazar Ikhsanov demostró que una enana blanca en el sistema binario AE Aquarii se comporta como un púlsar de radio. [ 30 ] La confirmación de las propiedades de tipo púlsar de la enana blanca en AE Aquarii se proporcionó en 2008 mediante un descubrimiento de pulsaciones de rayos X, [ 31 ] que demostró que esta enana blanca se comporta no solo como un púlsar de radio, sino también como un púlsar de rayos X.
  • En 2016, una enana blanca en el sistema binario AR Scorpii fue identificada como un púlsar [ 32 ] [ 33 ] (a menudo se la denomina erróneamente la primera enana blanca con características de púlsar descubierta). El sistema muestra fuertes pulsaciones desde longitudes de onda ultravioleta hasta de radio, impulsadas por la desaceleración de la rotación de la enana blanca fuertemente magnetizada. [ 32 ]
  • En 2023, se sugirió que la enana blanca eRASSU J191213.9−441044 actúa como un púlsar tanto en radio como en rayos X. [ 34 ] [ 35 ]

Existe una explicación tentativa alternativa de las propiedades de tipo púlsar de estas enanas blancas. En 2019, las propiedades de los púlsares se explicaron utilizando un modelo magnetohidrodinámico numérico desarrollado en la Universidad de Cornell . [ 36 ] Según este modelo, AE Aqr es una estrella de tipo polar intermedio , donde el campo magnético es relativamente débil y puede formarse un disco de acreción alrededor de la enana blanca. La estrella se encuentra en el régimen de hélice, y muchas de sus propiedades observacionales 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. [ 37 ]

Nomenclatura

Inicialmente, los púlsares se nombraban con las letras del observatorio que los descubría, seguidas de su ascensión recta (por ejemplo, CP 1919). A medida que se descubrían más púlsares, el código de letras se volvía engorroso, por lo que surgió la convención de usar las letras PSR (Pulsating Source of Radio) seguidas de la ascensión recta del púlsar y sus grados de declinación (por ejemplo, PSR 0531+21), y a veces la declinación con una precisión de una décima de grado (por ejemplo, PSR 1913+16.7). A los púlsares que aparecen muy cerca unos de otros a veces se les añaden letras (por ejemplo, PSR 0021−72C y PSR 0021−72D).

La convención moderna antepone una B a los números antiguos (por ejemplo, PSR B1919+21), donde la B indica que las coordenadas corresponden a la época 1950.0. Todos los púlsares nuevos tienen una J que indica coordenadas 2000.0 y también incluyen la declinación con minutos (por ejemplo, PSR J1921+2153). Los púlsares descubiertos antes de 1993 tienden a conservar sus nombres con B en lugar de usar sus nombres con J (por ejemplo, PSR J1921+2153 se conoce más comúnmente como PSR B1919+21). Los púlsares descubiertos recientemente solo tienen un nombre con J (por ejemplo, PSR J0437−4715 ). Todos los púlsares tienen un nombre con J que proporciona coordenadas más precisas de su ubicación en el cielo. [ 38 ]

Formación, mecanismo, apagado

Vista esquemática de un púlsar. La esfera central 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 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 , colapsando en una estrella de neutrones. La estrella de neutrones conserva la mayor parte de su momento angular y, dado que tiene solo una pequeña fracción del radio de su progenitora, 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 este no necesariamente coincide con su eje de rotación. Esta desalineación hace que el haz se observe una vez por cada rotación de la estrella de neutrones, lo que da lugar a la naturaleza pulsante de su apariencia.

Animación del aumento de la rotación 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 de giro rápido. La animación demuestra la conservación del momento a medida que la estrella gira más rápido al colapsar. La velocidad angular (Ω/Ωinicial{\displaystyle \Omega /\Omega _{\text{init}}}) y radio (R/Rinicial{\displaystyle R/R_{\text{inicial}}}) en relación con la estrella progenitora se muestran a lo largo del proceso. Esto no abarca toda la escala del colapso, ya que la estrella final sería demasiado pequeña para ser vista en comparación con su progenitora.

En los púlsares alimentados 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 fuerte, lo que resulta en la aceleración de protones y electrones en la superficie estelar y la creación de un haz electromagnético que emana de los polos del campo magnético. [ 39 ] [ 40 ] 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 estos puntos calientes en esa estrella. [ 41 ] [ 2 ] Esta rotación se ralentiza con el tiempo a medida que se emite energía electromagnética . Cuando el período de rotación de un púlsar se ralentiza lo suficiente, se cree que el mecanismo del púlsar de radio se apaga (la llamada "línea de 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. [ 42 ]

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". [ 43 ]

Categorías

Actualmente, los astrónomos conocen tres clases distintas de púlsares , según la fuente de la energía 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 son probablemente púlsares antiguos alimentados por rotación que ya han perdido la mayor parte de su energía y solo se han vuelto visibles de nuevo después de que sus compañeras binarias 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 . Se cree que, al caer sobre la estrella de neutrones, esta materia "enterra" su campo magnético (aunque los detalles no están claros), dejando a los púlsares de milisegundos con campos magnéticos entre 1000 y 10 000  veces más débiles que los púlsares promedio. Este campo magnético débil es menos eficaz para frenar la rotación del púlsar, por lo que los púlsares de milisegundos viven miles de millones de años, convirtiéndose así en los púlsares más antiguos conocidos. Los púlsares de milisegundos se observan en cúmulos globulares, que dejaron de formar estrellas de neutrones hace miles de millones de años. [ 42 ]

Para el estudio del estado de la materia en una estrella de neutrones, resultan de interés las fluctuaciones observadas en su velocidad de rotación. [ 29 ] Esta velocidad disminuye lenta pero constantemente, salvo por una variación repentina ocasional conocida como "fluctuación". Un modelo propuesto para explicar estas fluctuaciones 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 la fluctuación 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. [ 29 ]

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

Púlsar reciclado interrumpido

Cuando dos estrellas masivas nacen cerca una de la otra a partir 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 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 disminuye su velocidad de rotación. Posteriormente, la segunda estrella puede expandirse, permitiendo que la estrella de neutrones absorba su materia. La materia que cae sobre la estrella de neutrones la hace girar más rápido y reduce su campo magnético.

Esto se denomina «reciclaje» porque devuelve a la estrella de neutrones a un estado de rápida rotación. Finalmente, la segunda estrella también explota en una supernova, produciendo otra estrella de neutrones. Si esta segunda explosión tampoco logra desintegrar el sistema binario, se forma un sistema binario de estrellas de neutrones. De lo contrario, la estrella de neutrones que ha acelerado su rotación se queda sin compañera y se convierte en un «púlsar reciclado desintegrado», que gira entre unas pocas y 50  veces por segundo. [ 44 ]

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 el comportamiento de la materia a densidad nuclear (aunque no directamente). 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 con respecto al centro de la Vía Láctea y 14 púlsares con sus períodos indicados, mostrados en una placa de Pioneer .

Los mapas de púlsares se incluyeron en las dos placas de Pioneer , así como en el Disco de Oro de Voyager . Muestran la posición del Sol en relación con 14 púlsares, identificados por la sincronización única de sus pulsos electromagnéticos, lo que permite a una posible inteligencia extraterrestre calcular la posición de la Tierra en el espacio y el tiempo . [ 45 ] Debido a que los púlsares emiten pulsos de ondas de radio muy regulares, sus transmisiones de radio no requieren correcciones diarias. Además, el posicionamiento mediante púlsares podría crear un sistema de navegación espacial independiente o utilizarse junto con la navegación por satélite. [ 46 ] [ 47 ]

Navegación Pulsar

La navegación y sincronización basada en púlsares de rayos X (XNAV) , o simplemente navegación por púlsares, es una técnica de navegación que utiliza las señales periódicas de rayos X emitidas por los púlsares 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. De forma 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 ser más pequeños y ligeros. [ 48 ] [ 49 ] [ 50 ] Se han reportado demostraciones experimentales en 2018. [ 51 ]

Relojes precisos

En general, la regularidad de la emisión de púlsares no rivaliza con la estabilidad de los relojes atómicos . [ 52 ] Aún pueden utilizarse como referencia externa. [ 53 ] 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 las efemérides [ 54 ] o para construir relojes de púlsares . [ 55 ]

El ruido de sincronización es el nombre que reciben las irregularidades rotacionales observadas en todos los púlsares. Este ruido de sincronización se observa como una variación aleatoria en la frecuencia o fase del pulso. [ 56 ] Se desconoce si el ruido de sincronización está relacionado con las fallas de los púlsares . Según un estudio publicado en 2023, [ 57 ] 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. [ 58 ]

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 cálido (8000 K) e ionizado del ISM y las regiones H II afectan la radiación de dos maneras principales. Los cambios resultantes en la radiación del púlsar proporcionan una importante herramienta para estudiar el propio ISM. [ 59 ]

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

DMETRO=∫0Dnortemi(s)ds,{\displaystyle \mathrm {DM} =\int _{0}^{D}n_{e}(s)\,ds,}

dóndeD{\displaystyle D}es la distancia desde el púlsar hasta el observador, ynortemi{\displaystyle n_{e}}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 . [ 60 ]

Además, las inhomogeneidades de densidad en el medio interestelar (ISM) provocan la dispersión de las ondas de radio del púlsar. El centelleo resultante de las ondas de radio —el mismo efecto que el parpadeo de una estrella en luz visible debido a variaciones de densidad en la atmósfera terrestre— puede utilizarse para reconstruir información sobre las variaciones a pequeña escala en el ISM. [ 61 ] Debido a la alta velocidad (hasta varios cientos de km/s) de muchos púlsares, un solo púlsar escanea rápidamente el ISM, lo que produce patrones de centelleo cambiantes en escalas de tiempo de unos pocos minutos. [ 62 ] La causa exacta de estas inhomogeneidades de densidad sigue siendo una cuestión abierta, con posibles explicaciones que van desde la turbulencia hasta las láminas de corriente . [ 63 ]

Sondas del espacio-tiempo

Los púlsares que orbitan dentro del espaciotiempo curvo alrededor de Sgr A* , el agujero negro supermasivo en el centro de la Vía Láctea, podrían servir como sondas de la gravedad en el régimen de campo fuerte. [ 64 ] Los tiempos de llegada de los pulsos se verían afectados por los desplazamientos Doppler relativistas especiales y generales y por las trayectorias complejas que las ondas de radio viajarían a través del espaciotiempo fuertemente curvado alrededor del agujero negro . Para que los efectos de la relatividad general sean medibles con los instrumentos actuales, sería necesario descubrir púlsares con períodos orbitales menores a unos 10 años; [ 64 ] tales 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 dentro de 100 pc de Sgr A*. [ 65 ]

Detectores de ondas gravitacionales

En todo el mundo existen cuatro consorcios 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 Estados Unidos, y el Indian Pulsar Timing Array (InPTA) en India. Juntos, estos 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 estos relojes serán medibles desde la Tierra. Una perturbación producida por una onda gravitacional que pasa cerca de la Tierra tendrá una firma particular en el conjunto de púlsares y, por lo tanto, será detectada.

Púlsares significativos

Púlsares de rayos gamma detectados por el Telescopio Espacial de Rayos Gamma Fermi .

Los púlsares que se enumeran aquí fueron los primeros descubiertos de su tipo, o representan un caso extremo dentro de la población de púlsares conocidos, como por ejemplo, tener el período medido más corto.

Véase también

Referencias

  1. ^ "PULSAR Definición y Bedeutung | Collins Englisch Wörterbuch" .
  2. 1 2 Garner, Rob (11 de diciembre de 2019). "NICER de la NASA ofrece las mejores mediciones de púlsares de la historia, primer mapa de superficie" . NASA . Recuperado el 14 de diciembre de 2019 .
  3. ↑ Sullivan, Walter (9 de febrero de 1983). "El púlsar, considerado el 'reloj' más preciso del cielo" . The New York Times . Consultado el 30 de agosto de 2024 .
  4. ↑ Proudfoot, Ben (27 de julio de 2021). «Ella cambió la astronomía para siempre. Él ganó el Premio Nobel por ello. En 1967, Jocelyn Bell Burnell hizo un descubrimiento asombroso. Pero, como mujer joven en la ciencia, su papel pasó desapercibido» . The New York Times . Consultado el 27 de julio de 2021 .
  5. ↑ "Cambié la astronomía para siempre. Él ganó el Premio Nobel por ello. | 'Almost Famous' de Op-Docs" . YouTube . 29 de julio de 2021.
  6. 1 2 Hewish, A., Bell, SJ, et al. " Observación de una fuente de radio de pulsación rápida Archivado el 4 de agosto de 2021 en Wayback Machine ". Nature , Volumen 217, 1968 (págs. 709–713).
  7. ↑ Hewish, A.; Bell, SJ; Pilkington, JDH; Scott, PF; Collins, RA (febrero de 1968). "Observación de una fuente de radio de pulsación rápida" . Nature . 217 (5130): 709–713 . Bibcode : 1968Natur.217..709H . doi : 10.1038/217709a0 . ISSN 1476-4687 . S2CID 4277613 .  
  8. ↑ Hobbs, George; Johnston, Simon; Conversation, The (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 .
  9. ↑ Ghosh, Pranab (abril de 2007). Púlsares impulsados ​​por rotación y acreción . World Scientific Series in Astronomy and Astrophysics. Vol. 10. World Scientific. pág. 2. Bibcode : 2007rapp.book.....G . doi : 10.1142/4806 . ISBN   978-981-02-4744-7.
  10. ↑ Longair, Malcolm S. (1996). Nuestro universo en evolución . Cambridge [Inglaterra]; Nueva York : Cambridge University Press. pág. 72. ISBN   978-0-521-55091-8.
  11. ↑ Longair, Malcolm S. (1992). Astrofísica de altas energías (2.ª ed.). Cambridge, Nueva York, Port Chester [etc.]: Cambridge University Press. pág. 99. ISBN   978-0-521-38374-5.
  12. ↑ S. Jocelyn Bell Burnell (1977). "¿Hombrecitos verdes, enanas blancas o púlsares?" . Cosmic Search Magazine . Consultado el 30 de enero de 2008 .(Discurso pronunciado después de la cena con el título de Petit Four en el Octavo Simposio de Texas sobre Astrofísica Relativista; publicado por primera vez en Annals of the New York Academy of Science , vol.  302, pp.  685–689, diciembre de 1977).
  13. ↑ Bell Burnell, S. Jocelyn (23 de abril de 2004). "Tan pocos púlsares, tan pocas hembras" . Science . 304 (5670): 489. doi : 10.1126/science.304.5670.489 . PMID 15105461 . 
  14. ↑ Courtland, Rachel. " Púlsar detectado solo por ondas gamma. Archivado el 2 de julio de 2015 en Wayback Machine ". New Scientist , 17 de octubre de 2008.
  15. ↑ Daily Telegraph , 21/3, 5 de marzo de 1968.
  16. ↑ Baade, W.; Zwicky, F. (1934). "Observaciones sobre supernovas y rayos cósmicos" (PDF) . Physical Review . 46 (1): 76. Bibcode : 1934PhRv...46...76B . doi : 10.1103/PhysRev.46.76.2 .
  17. ↑ Woltjer, L. (1964). "Rayos X y remanentes de supernovas de tipo I" . Astrophysical Journal . 140 : 1309. Bibcode : 1964ApJ...140.1309W . doi : 10.1086/148028 .
  18. ↑ Pacini, F. (1967). "Emisión de energía de una estrella de neutrones". Nature . 216 (5115): 567– 568. Bibcode : 1967Natur.216..567P . doi : 10.1038/216567a0 . S2CID 4282721 . 
  19. ↑ Gold, T. (1968). "Estrellas de neutrones rotatorias como origen de las fuentes de radio pulsantes". Nature . 218 (5143): 731– 732. Bibcode : 1968Natur.218..731G . doi : 10.1038/218731a0 . S2CID 4217682 . 
  20. ↑ Comella, JM; Craft, HD; Lovelace, RVE; Sutton, JM; Tyler, G. Leonard (febrero de 1969). "Nebulosa del Cangrejo Púlsar NP 0532" . Nature . 221 (5179): 453– 454. Bibcode : 1969Natur.221..453C . doi : 10.1038/221453a0 . ISSN 0028-0836 . 
  21. ↑ Lovelace, RVE; Sutton, JM; Salpeter, EE (abril de 1969). "Métodos de búsqueda digital para púlsares" . Nature . 222 (5190): 231– 233. Bibcode : 1969Natur.222..231L . doi : 10.1038/222231a0 . ISSN 0028-0836 . 
  22. ↑ Lovelace, RVE; Tyler, GL (1 de junio de 2012). "Sobre el descubrimiento del período del púlsar de la Nebulosa del Cangrejo" . The Observatory . 132 (3): 186– 188. Bibcode : 2012Obs...132..186L . ISSN 0029-7704 . 
  23. ↑ Lyne y Graham-Smith, págs. 1–7 (1998).
  24. ↑ "Comunicado de prensa: Premio Nobel de Física 1974" . 15 de octubre de 1974. Consultado el 19 de enero de 2014 .
  25. ↑ 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.
  26. ↑ Weisberg, JM; Nice, DJ y Taylor, JH (2010). "Mediciones de sincronización del púlsar binario relativista PSR B1913+ 16". The Astrophysical Journal . 722 (2): 1030– 1034. arXiv : 1011.0718 . Bibcode : 2010ApJ...722.1030W . doi : 10.1088/0004-637X/722/2/1030 . S2CID 118573183 . 
  27. ↑ "Premio Nobel de Física 1993" . Consultado el 7 de enero de 2010 .
  28. ↑ D. Backer; Kulkarni, Shrinivas R.; Heiles, Carl; Davis, MM; Goss, WM (1982). "Un púlsar de milisegundos". Nature . 300 (5893): 315– 318. Bibcode : 1982Natur.300..615B . doi : 10.1038/300615a0 . S2CID 4247734 . 
  29. 1 2 3 4 Antonelli, Marco; Montoli, Alessandro; Pizzochero, Pierre (noviembre de 2022), "Perspectivas sobre la física del interior de las estrellas de neutrones a partir de fallos de púlsares", Astrofísica en el siglo XXI con estrellas compactas , págs. 219–281 , arXiv : 2301.12769 , doi : 10.1142/9789811220944_0007 , ISBN  978-981-12-2093-7
  30. 1 2 Ikhsanov, Nazar R. (1998). "La enana blanca tipo púlsar en AE Aquarii". Astronomía y Astrofísica . 338 : 521–526 . Bibcode : 1998A & A...338..521I .
  31. ^ 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 en rotación, 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 . 
  32. 1 2 3 Buckley, DAH; Meintjes, PJ; Potter, SB; Marsh, TR; Gänsicke, BT (2017-01-23). ​​"Evidencia polarimétrica de un púlsar enano blanco en el sistema binario AR Scorpii". Nature Astronomy . 1 (2): 0029. arXiv : 1612.03185 . Bibcode : 2017NatAs...1E..29B . doi : 10.1038/s41550-016-0029 . ISSN 2397-3366 . S2CID 15683792 .  
  33. ↑ Marsh, TR; Gänsicke, BT; Hümmerich, S.; Hambsch, F.-J.; Bernhard, K.; Lloyd, C.; Breedt, E.; Stanway, ER; Steeghs, DT (septiembre de 2016). "Una estrella binaria enana blanca con pulsos de radio". Nature . 537 ( 7620): 374– 377. arXiv : 1607.08265 . Bibcode : 2016Natur.537..374M . doi : 10.1038/nature18620 . PMID 27462808. S2CID 4451512 .  
  34. ↑ Schwope, Axel; Marsh, R.; Standke, A.; Pelisoli, I.; Potter, S.; Buckley, D.; Munday, J.; Dhillon, V. (2023). "Propiedades de rayos X del púlsar enano blanco eRASSU J191213.9−441044" . Astronomía y Astrofísica . 674 : 387–397 . arXiv : 0711.2716 . Bibcode : 2023A & A...674L...9S . doi : 10.1093/pasj/60.2.387 . ISSN 0004-6264 . 
  35. ↑ Pelisoli, Ingrid; Marsh, TR; Buckley, David AH; Heywood, I.; Potter, Stephen B.; Schwope, Axel; Brink, Jaco; Standke, Annie; Woudt, PA; Parsons, SG; Green, MJ; Kepler, SO; Munday, James; Romero, AD; Breedt, E. (2023-06-15). "Una enana blanca pulsante con un período de 5,3 minutos en un sistema binario detectada desde radio hasta rayos X" . Nature Astronomy . 7 (8): 931– 942. arXiv : 2306.09272 . Bibcode : 2023NatAs...7..931P . doi : 10.1038/s41550-023-01995-x . ISSN 2397-3366 . S2CID 259164753 .  
  36. ↑ 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" . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 487 (2): 1754– 1763. arXiv : 1804.10105 . Bibcode : 2019MNRAS.487.1754B . doi : 10.1093/mnras/stz1314 .
  37. ↑ Pelisoli, Ingrid; Sahu, Snehalata; Lyutikov, Maxim; Barkov, Maxim; Gänsicke, Boris T.; Brink, Jaco; Buckley, David AH; Potter, Stephen B.; Schwope, Axel; Ramírez, SH (2024). "Revelando la enana blanca en J191213.72 - 441045.1 a través de observaciones ultravioleta" . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 527 (2): 3826– 3836. arXiv : 2311.05558 . Bibcode : 2024MNRAS.527.3826P . doi : 10.1093/mnras/stad3442 .
  38. ↑ Lyne, AG; Graham-Smith, Francis (2006). Astronomía de púlsares . Serie de astrofísica de Cambridge (3.ª ed.). Cambridge: Cambridge University Press. ISBN  978-0-521-83954-9OCLC 59353151​​ 
  39. ↑ "Animación de la baliza pulsante" . Archivado del original el 1 de mayo de 2003. Consultado el 3 de abril de 2010 .
  40. ↑ "Púlsares" . Consultado el 3 de abril de 2010 .
  41. ↑ Arzoumanian, Zaven; Gendreau, Keith (diciembre de 2019). "Enfoque en las restricciones de NICER sobre la ecuación de estado de la materia densa" . The Astrophysical Journal Letters . Recuperado el 14 de diciembre de 2019 .
  42. 1 2 "Púlsares" . www.cv.nrao.edu . Archivado del original el 12 de noviembre de 2020. Consultado el 15 de septiembre de 2018 .
  43. ↑ "Los púlsares antiguos todavía tienen nuevos trucos que enseñarnos" . Personal . ESA . 26 de julio de 2006. Consultado el 30 de abril de 2013 .
  44. ↑ "Científicos ciudadanos de Einstein@Home en EE. UU. y Alemania descubren un nuevo púlsar en datos del telescopio de Arecibo" (PDF) . Instituto Albert Einstein (Comunicado de prensa). Hannover, Alemania: Instituto Max Planck de Física Gravitacional. 12 de agosto de 2010. Archivado del original (PDF) el 14 de agosto de 2010. Consultado el 23 de septiembre de 2010 .– Material de referencia sobre el "púlsar reciclado interrumpido" PSR J2007+2722 .
  45. ↑ "Voyager – La nave espacial" . voyager.jpl.nasa.gov .
  46. ↑ Marissa Cevallos, Science News , "Cómo usar un Pulsar para encontrar Starbucks" Archivado el 31/07/2012 en Wayback Machine , Discovery News , 24 de noviembre de 2010.
  47. ↑ Angelo Tartaglia; Matteo Luca Ruggiero; Emiliano Capolongo (2011). "Un marco nulo para el posicionamiento espaciotemporal mediante fuentes pulsantes". Advances in Space Research . 47 (4): 645– 653. arXiv : 1001.1068 . Bibcode : 2011AdSpR..47..645T . doi : 10.1016/j.asr.2010.10.023 . S2CID 118704955 . 
  48. ↑ Comisariado, Tushna (4 de junio de 2014). "Los púlsares marcan el camino para las misiones espaciales" . Physics World .
  49. ↑ "Un GPS interplanetario que utiliza señales de púlsares" . MIT Technology Review . 23 de mayo de 2013. Archivado del original el 29 de noviembre de 2014. Consultado el 13 de marzo de 2021 .
  50. ↑ Becker, Werner; Bernhardt, Mike G.; Jessner, Axel (2013). "Navegación autónoma de naves espaciales con púlsares". Acta Futura . 7 (7): 11– 28. arXiv : 1305.4842 . Bibcode : 2013AcFut...7...11B . doi : 10.2420/AF07.2013.11 . S2CID 118570784 . 
  51. ↑ Witze, Alexandra (2018). "Una prueba de la NASA demuestra que los púlsares pueden funcionar como un GPS celestial" . Nature . 553 (7688): 261– 262. Bibcode : 2018Natur.553..261W . doi : 10.1038/d41586-018-00478-8 .
  52. ↑ John G. Hartnett; Andre Luiten (2011). "Coloquio: Comparación de estándares de frecuencia astrofísicos y terrestres". Reviews of Modern Physics . 83 (1): 1– 9. arXiv : 1004.0115 . Bibcode : 2011RvMP...83....1H . doi : 10.1103/RevModPhys.83.1 . S2CID 118396798 . 
  53. ↑ Matsakis, DN; Taylor, JH; Eubanks, TM (1997). "Una estadística para describir la estabilidad de púlsares y relojes" (PDF) . Astronomía y Astrofísica . 326 : 924–928 . Bibcode : 1997A & A...326..924M . Archivado del original (PDF) el 25 de julio de 2011. Recuperado el 3 de abril de 2010 .
  54. ↑ Backer, 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 . Bibcode : 1984NYASA.422..180B . doi : 10.1111/j.1749-6632.1984.tb23351.x . S2CID 120371785. Consultado el 14 de febrero de 2010 . {{cite journal}}: CS1 maint: servicio de archivado obsoleto ( enlace )
  55. ↑ «En Gdańsk se construirá el reloj más preciso del mundo» . Agencia Polska Prasowa . 2010 . Consultado el 20 de marzo de 2012 .
  56. ↑ " Cielos africanos 4 - Estudios de fallos de púlsares de radio" . www.saao.ac.za.
  57. ↑ "Las irregularidades en la sincronización de los púlsares revelan un fondo oculto de ondas gravitacionales" . Physics World . 29 de junio de 2023. Consultado el 11 de julio de 2023 .
  58. ↑ Antonelli, Marco; Basu, Avishek; Haskell, Brynmor (2023-02-07). "Procesos estocásticos para el ruido de sincronización de púlsares: fluctuaciones en los pares internos y externos" . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 520 (2): 2813– 2828. arXiv : 2206.10416 . doi : 10.1093/mnras/stad256 . ISSN 0035-8711 . 
  59. ↑ Ferrière, Katia (2001). "El entorno interestelar de nuestra galaxia". Reviews of Modern Physics . 73 (4): 1031– 1066. arXiv : astro-ph/0106359 . Bibcode : 2001RvMP...73.1031F . doi : 10.1103/RevModPhys.73.1031 . S2CID 16232084 . 
  60. ↑ Taylor, JH; Cordes, JM (1993). "Distancias de púlsares y la distribución galáctica de electrones libres" . Astrophysical Journal . 411 : 674. Bibcode : 1993ApJ...411..674T . doi : 10.1086/172870 .
  61. ↑ Rickett, Barney J. (1990). "Propagación de radio a través del plasma interestelar turbulento". Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 28 : 561–605 . Bibcode : 1990ARA & A..28..561R . doi : 10.1146/annurev.aa.28.090190.003021 .
  62. ↑ Rickett, Barney J.; Lyne, Andrew G.; Gupta, Yashwant (1997). "Franjas interestelares del púlsar B0834+06" . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 287 (4): 739– 752. Bibcode : 1997MNRAS.287..739R . doi : 10.1093/mnras/287.4.739 .
  63. ↑ Pen, Ue-Li; Levin, Yuri (2014). "Centelleos de púlsares de láminas de reconexión corrugadas en el medio interestelar" . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 442 (4): 3338– 3346. arXiv : 1302.1897 . doi : 10.1093/mnras/stu1020 .
  64. 1 2 Angelil, R.; Saha, P.; Merritt, D. (2010). "Hacia el ajuste de órbitas relativistas de estrellas y púlsares del centro galáctico". The Astrophysical Journal . 720 (2): 1303– 1310. arXiv : 1007.0007 . Bibcode : 2010ApJ...720.1303A . doi : 10.1088/0004-637X/720/2/1303 . S2CID 118449684 . 
  65. ↑ Deneva, JS; Cordes, JM; Lazio, TJW (2009). "Descubrimiento de tres púlsares de una población de púlsares del centro galáctico". The Astrophysical Journal Letters . 702 (2): L177–182. arXiv : 0908.1331 . Bibcode : 2009ApJ...702L.177D . doi : 10.1088/0004-637X/702/2/L177 . S2CID 14133127 . 
  66. ↑ Abt, Helmut A. (mayo de 2011). "La era de la burbuja interestelar local" . The Astronomical Journal . 141 (5): 165. Bibcode : 2011AJ....141..165A . doi : 10.1088/0004-6256/141/5/165 .
  67. ^ 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 en rotación, 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 . 
  68. ↑ O'Brien, Tim. "Un púlsar a tiempo parcial ofrece nuevas perspectivas sobre el funcionamiento interno de los relojes cósmicos | Centro Jodrell Bank de Astrofísica" . www.jb.man.ac.uk. Consultado el 23 de julio de 2017 .
  69. ^ 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 galáctico ultraluminoso de rayos X Swift J0243.6 + 6124" . 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 .  
  70. ↑ "Astrónomos miden el campo magnético más fuerte jamás detectado" . New Atlas . 15 de julio de 2022. Consultado el 22 de agosto de 2022 .
  71. ↑ Croswell, Ken (22 de julio de 2022). "La estrella de neutrones más pesada registrada tiene 2,35 veces la masa del sol" . Science News . Consultado el 25 de julio de 2022 .
  72. ↑ Romani, Roger W.; Kandel, D.; Filippenko, Alexei V.; Brink, Thomas G.; Zheng, WeiKang (2022-07-11). "PSR J0952−0607: La estrella de neutrones galáctica conocida más rápida y pesada" . The Astrophysical Journal Letters . 934 (2): L17. arXiv : 2207.05124 . Bibcode : 2022ApJ...934L..17R . doi : 10.3847/2041-8213/ac8007 . S2CID 250451299 . 
  73. ^ Campeón, David J.; Rescate, SM; Lázaro, P.; Camilo, F.; Bassa, C.; Kaspi, VM; Bien, DJ; Freire, PCC; Escaleras, IH; Van Leeuwen, J.; Grapadoras, BW; Cordés, JM; Hessels, JWT; Lorimer, DR; Arzoumanian, Z.; Patrocinador, DC; Bhat, NDR; Chatterjee, S.; Cognard, I.; Deneva, JS; Faucher-Giguere, C.-A.; Gaensler, BM; Han, J.; Jenet, FA; Kasian, L.; Kondrátiev, VI; Kramer, M.; Lacio, J.; McLaughlin, MA; et al. (2008). "Un púlsar binario excéntrico de milisegundos en el plano galáctico". Ciencia . 320 (5881): 1309– 1312. arXiv : 0805.2396 . Bibcode : 2008Sci...320.1309C . doi : 10.1126/science.1157580 . PMID 18483399 . S2CID 6070830 .   
  74. ↑ Knispel, B.; Allen, B; Cordes, JM; Deneva, JS; Anderson, D; Aulbert, C; Bhat, ND; Bock, O; et al. (2010). "Descubrimiento de púlsares mediante computación de voluntarios globales". Science . 329 (5997): 1305. arXiv : 1008.2172 . Bibcode : 2010Sci...329.1305K . doi : 10.1126/science.1195253 . PMID 20705813 . S2CID 29786670 .   
  75. ^ 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 . Bibcode : 2012Sci...338.1314P . doi : 10.1126/science.1229054 . PMID 23112297 . S2CID 206544680 .   

Lecturas adicionales

  • Lorimer, Duncan R.; Kramer, Michael (2004). Manual de astronomía de púlsares . Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-82823-9.
  • Lorimer, Duncan R. (2008). "Púlsares binarios y de milisegundos" . Living Reviews in Relativity . 11 (1) 8. arXiv : 0811.0762 . Bibcode : 2008LRR....11....8L . doi : 10.12942 / lrr-2008-8 . PMC 5256074. PMID 28179824 .  
  • Lyne, Andrew G.; Graham-Smith, Francis (1998). Astronomía de púlsares . Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-59413-4.
  • Manchester, Richard N.; Taylor, Joseph H. (1977). Pulsars . WH Freeman and Company. ISBN 978-0-7167-0358-7.
  • Stairs, Ingrid H (2003). "Probando la relatividad general con la sincronización de púlsares" . Living Reviews in Relativity . 6 (1) 5. arXiv : astro-ph/0307536 . Bibcode : 2003LRR.....6....5S . doi : 10.12942/ lrr -2003-5 . PMC 5253800. PMID 28163640 .  
  • " Un descubrimiento de púlsar: Primer púlsar óptico archivado el 3 de octubre de 2007 en Wayback Machine ". Momentos de descubrimiento , Instituto Americano de Física, 2007 (Incluye audio y guías para profesores).
  • Descubrimiento de púlsares : Entrevista con Jocelyn Bell Burnell. Jodcast, junio de 2007 ( versión de baja calidad ).
  • Audio: Cain/Gay – Astronomy Cast. Púlsares – Noviembre de 2009
  • Instalación Nacional de Telescopios de Australia: Catálogo de Púlsares
  • Johnston, William Robert. " Lista de púlsares en sistemas binarios ". Archivo Johnston, 22 de marzo de 2005.