Pulsar

Un pulsar este un obiect astronomic care produce un semnal periodic variind de la ordinea unei milisecunde la câteva zeci de secunde. Ar fi o stea de neutroni care se rotește foarte repede pe ea însăși (perioadă tipică de ordinul unei secunde , sau chiar mult mai puțin pentru pulsarii de milisecunde ) și care emite radiații electromagnetice puternice în direcția axei sale magnetice .

Terminologie

Atestat din 1969, substantivul masculin pulsar ( pronunțat în franceză  :  /pyl.saʁ/ ) a fost împrumutat din engleza pulsar , un cuvânt portmanteau cu același înțeles, creat din locțiunea stea pulsantă ( propriu- zis „stea pulsată”), compusă din pulsare („ vibratoare ") și stea (" stea ").

Neologismul a fost atribuit mai întâi astronomului și astrofizicianului american Frank Drake, care l-ar fi propus încă dinAprilie 1968, dar se pare că a apărut mai devreme, mai întâi într-un interviu cu astronomul britanic Antony Hewish în The Daily Telegraph of5 martie 1968.

Acest cuvânt provine din faptul că, atunci când au fost descoperite, aceste obiecte au fost inițial interpretate ca fiind stele variabile supuse unor pulsații foarte rapide. Această presupunere s-a dovedit rapid a fi incorectă, dar numele a rămas.

Abrevierea PSR reprezintă pulsatorie sursă de radio (emisie) , „sursă pulsatorie a undelor radio“ în mod corespunzător.

General

Axa magnetică a unei stele de neutroni nu este, în general, la fel ca Pământul , nu este perfect aliniată cu axa sa de rotație , regiunea de emisie corespunde într-un moment dat unui fascicul, care străbate în timp un con datorită rotației stea. Un pulsar este semnalizat unui observator îndepărtat sub forma unui semnal periodic, perioada corespunzătoare perioadei de rotație a stelei. Acest semnal este extrem de stabil, deoarece rotația stelei este de asemenea, totuși încetinește foarte ușor în timp.

Pulsarii provin din explozia unei stele masive la sfârșitul vieții sale, un fenomen numit supernovă (mai exact o supernovă care se prăbușește cu nucleul , cealaltă clasă de supernovă, supernova termonucleare , lăsând în urmă niciun reziduu compact). Nu toate supernovele care prăbușesc inima dau naștere pulsarilor, unele lăsând în urmă o gaură neagră . Dacă o stea de neutroni are o durată de viață practic infinită, fenomenul caracteristic de emisie al unui pulsar apare de obicei doar câteva milioane de ani, după care devine prea slab pentru a fi detectabil cu tehnologiile actuale.

Pulsarii au fost descoperiți oarecum accidental în 1967 de Jocelyn Bell (acum Jocelyn Bell-Burnell) și conducătorul tezei sale, Antony Hewish . În Laboratorul Cavendish al Universității Cambridge , au studiat fenomenele de scintilație refractivă în radioul de câmp și, prin urmare, au avut nevoie de un dispozitiv care să măsoare schimbările unui semnal radio pe perioade scurte de timp (o fracțiune de secundă). Instrumentul a făcut posibilă detectarea variației periodice a obiectelor care, odată considerate, în glumă, ca surse de semnale de comunicații emanate dintr-o inteligență extraterestră, s-au dovedit a fi pulsari, primul dintre ei purtând numele de PSR B1919 + 21 (sau CP 1919 la acea vreme). Șapte ani mai târziu, premiul Nobel pentru fizică , primul premiu Nobel pentru cercetare în astronomie, a fost acordat lui Hewish și colaboratorului său Martin Ryle , pentru munca lor de pionierat în domeniul radioastrofizicii . Deși Fundația Nobel a evidențiat rolul decisiv al lui Hewish în descoperirea pulsarilor, aceasta nu l-a recunoscut pe Jocelyn Bell drept co-descoperitor al noului obiect astronomic. O parte din comunitatea astronomică credea că Bell a dat doar o relatare, în lucrarea sa de teză, a unui fenomen pe care nu l-a înțeles. Alți oameni de știință, inclusiv Fred Hoyle , și-au exprimat indignarea față de ceea ce consideră nedreptate.

Descoperirea pulsarilor a permis dezvoltarea importantă a multor discipline ale astrofizicii , de la testele relativității generale și fizica materiei condensate până la studiul structurii Căii Lactee , trecând bine. Sigur de către supernove . Studiul unui pulsar binar , PSR B1913 + 16 , a făcut pentru prima dată posibilă evidențierea realității radiațiilor gravitaționale prezise de relativitatea generală și a primit, de asemenea, Premiul Nobel pentru fizică ( Russell Alan Hulse și Joseph Hooton Taylor , în 1993 ).

Deoarece emisia unui pulsar este limitată la un con, un număr mare de pulsari nu este observabil de pe Pământ, deoarece acesta din urmă nu este localizat în conul măturat de fasciculul multor pulsari. Cu toate acestea, în prezent sunt cunoscuți peste 2.000 de pulsari (2007), aproape toți fiind localizați în Calea Lactee sau în unele dintre grupurile sale globulare , ceilalți, foarte puțini, fiind localizați în Calea Lactee. Doi nori din Magellan . Chiar și un pulsar la fel de energic ca cel mai energic pulsar cunoscut (pulsarul Crab, numit și PSR B0531 + 21 ) ar fi a priori nedetectabil dacă ar fi observat din galaxia Andromeda (M31), de asemenea, Calea Lactee și norii din Magellan sunt aceștia singurele galaxii în care pare posibilă studierea acestor obiecte cu tehnologiile actuale.

Există o mare varietate de tipuri de pulsare (pulsare radio, X pulsare, X pulsare anormale , magnetare , pulsare milisecunde ), ale căror proprietăți depind în esență de vârsta și mediul lor.

Istoria descoperirilor

Pulsarii au fost descoperite în 1967 de către Jocelyn Bell și Antony Hewish în Cambridge astfel încât au folosit un telescop pentru a studia scintilație de quasari . Au găsit un semnal foarte regulat, constând în impulsuri scurte de radiații care se repetă foarte regulat (perioada de 1,337 301 192 secunde fiind măsurată ulterior cu o precizie foarte mare). Aspectul foarte regulat al semnalului a pledat pentru o origine artificială, dar a fost exclusă o origine terestră, deoarece timpul necesar reapariției a fost o zi siderală și nu o zi solară , indicând o poziție fixă ​​pe sfera cerească , ceva imposibil pentru un artificial satelit .

Acest nou obiect a fost botezat CP 1919 pentru „Cambridge Pulsar la 19  h  19 de ascensiune dreaptă  ” și este numit astăzi PSR B1919 + 21 pentru „Pulsar la 19  h  19 în ascensiune dreaptă și + 21 ° de declinare  ” . Jean-Pierre Luminet indică faptul că „atunci când aceste obiecte extraordinare au fost descoperite în 1967, anumiți astronomi au crezut pentru prima dată că sunt semnale artificiale emise de inteligențele extraterestre , deoarece regularitatea pulsației a apărut supranatural”  : primul pulsar a fost astfel botezat „  LGM-1  ”- și așa mai departe pentru următoarele: LGM-2  etc.  - pentru Little Green Men -1 ( lit. „  micuți oameni verzi -1”). După multe speculații, s-a acceptat că singurul obiect natural care ar putea fi responsabil pentru acest semnal ar fi o stea de neutroni cu rotație rapidă. Aceste obiecte nu fuseseră încă observate în acel moment, dar existența lor ca produs al exploziei unei stele masive la sfârșitul vieții sale nu era pusă la îndoială. Descoperirea pulsarului PSR B0531 + 21 din nebuloasa Crab (M1), rezultatul supernova istorică SN 1054 descrisă abundent de astronomii din Extremul Orient (China, Japonia) a completat identificarea dintre pulsari și stelele cu neutroni.

Populația pulsarilor se îmbogățește treptat cu obiecte noi, dintre care unele au proprietăți atipice. Astfel, primul pulsar binar , adică o parte a unui sistem binar a fost descoperit în 1974 . El a avut remarcabila proprietate de a avea ca tovarăș o altă stea de neutroni, formând cu el un sistem binar pe o orbită extrem de strânsă, până la punctul în care gravitația universală nu permite să explice detaliile orbitei pulsarului, dezvăluite de modulații. a timpilor de sosire a emisiei pulsate a acestor obiecte. Precizia ridicată a măsurătorilor a permis astronomilor să calculeze pierderea de energie orbitală din acest sistem, care este atribuită emisiei de unde gravitaționale . Un sistem și mai remarcabil a fost descoperit în 2004 , pulsarul dublu PSR J0737-3039 . Acest sistem este alcătuit din două stele de neutroni, ambele fiind văzute ca pulsari. Ele formează cel mai strâns sistem de stele de neutroni cunoscut până în prezent, cu o perioadă orbitală de aproximativ două ore. Și mai remarcabil, înclinația acestui sistem este foarte redusă (sistemul este aproape văzut în planul său orbital ), până la punctul în care un fenomen de eclipsă are loc pentru câteva zeci de secunde în timpul revoluției sistemului. Această eclipsă nu se datorează mascării pulsarului de fundal de către suprafața celui din prim plan, ci faptului că pulsarii sunt înconjurați de o regiune puternic magnetizată, magnetosfera , sediul fenomenelor electromagnetice complexe. Este posibil ca această magnetosferă să împiedice propagarea radiației din pulsarul de fundal, oferind ocazia unică de a studia structura magnetosferei acestor obiecte.

În anii 1980 , au fost descoperite pulsare de milisecunde , care, după cum sugerează și numele lor, au perioade de câteva milisecunde (de obicei între 2 și 5 ). Din 1982, pulsarul PSR B1937 + 21 a avut cea mai mare frecvență de rotație. Frecvența sa de rotație a fost de 642  Hz . În cursul luniiianuarie 2006, O publicație a raportat detectarea unui pulsar numit PSR J1748-2446AD (Ter5ad sau prescurtat pulsarul fiind situat în interiorul globular Terzan 5  (în) ) și frecvența rotației s „ se ridică la 716  Hz . Căutarea celor mai rapide rotații pulsare este de mare interes pentru studiul acestor obiecte. Într-adevăr, perioada lor maximă de rotație este direct legată de dimensiunea lor: cu cât dimensiunea lor este mai mică, cu atât poate fi mai mare viteza maximă de rotație, deoarece viteza de rotație a unui obiect este limitată de faptul că forța centrifugă a forței nu poate depăși forța gravitația, altfel obiectul ar pierde spontan masa situată în regiunile sale ecuatoriale. Forța centrifugă experimentată de regiunile ecuatoriale crește odată cu mărimea obiectului, în timp ce gravitația sa de suprafață scade. Un obiect rotativ foarte rapid este astfel un semn al unui obiect intrinsec mic, care poate permite fixarea structurii sale interne, o stea de neutroni foarte mică fiind un semn nu al unui obiect nu foarte masiv, ci al unui obiect foarte compact .

Observarea și detectarea pulsarilor

Pulsarii sunt în general mai ușor de observat la radio. Cu toate acestea, detectarea lor necesită o anumită îngrijire. Într-adevăr, viteza de propagare a undelor radio este foarte ușor mai mică decât cea a luminii datorită densității foarte mici, dar nu zero, a mediului interstelar . Calculele indică faptul că această viteză de propagare depinde de lungimea de undă de observare. Ca rezultat, trenul impulsurilor unui pulsar va ajunge deplasat de la o frecvență la alta, ceea ce se numește măsură de dispersie . Dacă observăm peste o bandă de frecvență prea largă, atunci compensarea timpilor de sosire poate deveni mai mare decât perioada pulsarului și pierdem emisia periodică a acestuia. Pentru a detecta un pulsar, este, prin urmare, necesar să se observe benzi de frecvență foarte înguste. Problema este atunci că densitatea fluxului primit este foarte mică. În practică, rezolvăm problema observând mai multe benzi de frecvență și văzând dacă reușim să le combinăm într-un semnal periodic odată ce prezența dispersiei este asumată.

Tabelul de mai jos listează principalele operații dedicate pe unul dintre radiotelescoapele terestre mari pentru a detecta pulsarii.

Observator
Cercetare în frecvență
( MHz )		 Canale și
lățime de bandă
(MHz)		 Eșantionare
( ms )		 Sensibilitate
( mJy )		 Regiunea acoperită Numărul
de pulsari
descoperiți		 Anul și referințele
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 ° și 170 ° < l <75 °
| b | <4 °		 31 1974 , 1975
Molonglo 408 4 10 - δ <20 ° 155 1978
Banca Verde 408 16 16 - δ > 20 ° 23 1982
Banca Verde 390 16 16 2 δ <-18 ° 34 1985
Banca Verde 390 8 2 3 3.725  grade pătrate 20 1986
Jodrell Bank 1400 40 2 1 -5 ° < l <95 °, | b | <1 ° și
95 ° < l <105 °, | b | <0,6 °		 40 1992
Parkes 1500 80 și 320 0.3 și 1.2 2.5 și 1.0 270 ° < l <20 °
| b | <10 °		 46 1992
Arecibo 430 10 0,25 0,2 9.128  grade pătrate 19 1995
Parkes 436 32 0,3 3 Cer plin de sud 101 1996
Arecibo 430 8 0,25 0,5 680  grade pătrate 12 1996
Arecibo 430 8 0,2 și 0,3 0,7 960  grade pătrate 12 1996
Parkes 1374 96 × 3 0,125 0,5 260 ° < l <50 °
5 ° <| b | <10 °		 69 2001
Parkes 1374 96 × 3 0,25 0,17 260 ° < l <50 °
| b | <5 °		 700 2001 , 2002 , 2003

Fizica pulsarului

Originea emisiei „pulsate”

Impulsurile observate sunt produse de radiațiile de la steaua de neutroni în rotație. Deoarece radiația nu este izotropă , rotația stelei provoacă o modulație temporală a acesteia. Interpretarea este că procesele de radiații sunt legate de câmpul magnetic al stelei de neutroni, iar axa câmpului magnetic nu este aliniată cu axa sa de rotație. Astfel, radiația, care pare probabil că este centrată pe polii magnetici ai stelei, este emisă la un moment dat sub forma a două fascicule în direcții opuse. Aceste două fascicule străbate spațiul datorită rotației stelei de neutroni, descriind un con de o anumită grosime.

Cea mai convingătoare dovadă din scenariul de mai sus este că steaua de neutroni se comportă ca un dipol magnetic rotativ în acest fel. O astfel de configurație va pierde energie din cauza rotației sale, astfel încât perioada semnalelor pulsare trebuie să se prelungească în timp. Acest fenomen de încetinire a pulsarilor este într-adevăr observat aproape sistematic la aceste obiecte. Mai precis, este posibil să se prezică forma exactă a încetinirii observate a pulsarilor. Pe de o parte, este posibil să comparăm vârsta dedusă din observarea încetinirii cu vârsta reală a pulsarului atunci când acesta este cunoscut (ca și pentru pulsarul Crab), pe de altă parte, legea timpului evoluția perioadei de rotație a pulsarului trebuie să depindă de un parametru numit indicele de frânare , a cărui valoare așteptată este 3 . Acest indice este din păcate destul de dificil de măsurat (poate fi demonstrat doar în câțiva ani pe pulsarii tineri), dar valoarea găsită este adesea relativ apropiată de 3 , deși aproape sistematic mai mică decât această valoare. Motivul acestei discrepanțe nu este bine cunoscut în prezent.

Populația pulsară: diagrama „punct PP”

Fenomenul încetinirii pulsarului determină o creștere lentă a perioadei P a unui pulsar, care se vede că crește încet în timp. Această creștere este notată în mod tradițional (pronunțat punct P , sau punct P în engleză ), derivatul în timp al unei mărimi fizice fiind în general notat cu un punct peste cantitatea menționată. Timpul caracteristic cu care crește perioada este de ordinul vârstei pulsarului. Deoarece majoritatea acestor obiecte sunt detectabile de câteva milioane de ani, rata de creștere în perioada unui pulsar este extrem de lentă. Chiar dacă această rată de creștere este relativ ușor de demonstrat (în doar câteva ore de observație), rămâne faptul că pulsarii pot fi văzuți ca ceasuri naturale extraordinar de stabile, a căror stabilitate pe termen lung este comparabilă cu cea a celor mai bune ceasuri atomice ale Pământului .

Diagrama punctuală PP relevă mai multe tipuri de pulsar.

Evoluția pulsarilor

Pornind de la o perioadă inițială de rotație, fără îndoială, foarte rapidă (câteva zeci de milisecunde, sau chiar câteva milisecunde numai), pulsarii încetinesc încet. Din când în când, observăm variații foarte bruste, deși mici, ale acestei viteze de rotație, un fenomen numit glitch . O interpretare a acestui fenomen a fost că pulsarul a trebuit să regleze în mod regulat forma scoarței sale solide datorită încetinirii rotației sale, scoarța trebuind să fie din ce în ce mai sferică. Vorbim astfel de „cutremur”, deși termenul „ cutremur ” este mai potrivit ( cutremur sau cutremur în limba engleză , prin analogie cu cutremur care înseamnă „  cutremur  ”). Această interpretare este compatibilă cu observațiile anumitor pulsari, dar se ciocnește cu comportamentul altor pulsari, în special cu cel al lui Vela. Acum s-a stabilit că cel puțin pentru unele pulsare, fenomenul glitch se datorează unei cuplări complexe între crusta solidă a stelei de neutroni și nucleul acesteia, care este superfluid . Un model naiv descrie astfel steaua de neutroni ca fiind compusă din două straturi, crusta și inima, care văd că rotația lor este separată brusc înainte de vâscozitate, cele două se sincronizează din nou, ca un ou. Sarcină căreia i se împarte o mișcare de rotație. Rotația cojii de ou, la început foarte rapidă, încetinește pe măsură ce forțele vâscoase trag gălbenușul și albul la aceeași viteză cu coaja (inițial numai coaja se rotește și prin conservarea impulsului unghiular , rotația generală a configurației de echilibru unde totul este în rotație sincronă este mai lent decât în ​​cazul în care numai învelișul este în rotație).

În artă și cultură

Pulsarii au fost utilizați în compozițiile muzicale pentru aspectul lor metronomic, în special Le noir de l'Etoile de Gérard Grisey (1990) sau Pulstar , de Vangelis , în albumul său Albedo 0.39 .
Coperta albumului Unknown Pleasures (1979) a grupului Joy Division reprezintă valurile primului pulsar descoperit (pulsarul CP 1919 ).
Pulsarii se află în centrul jocului de masă al lui Vladimir Suchy Pulsar 2849 (2017).

Vezi și tu

Articole similare

linkuri externe

Note și referințe

  1. Jean Rösch , „  Progrese recente în astronomie  ”, L'Astronomie , vol.  83,Februarie 1969, p.  79-85 ( Bibcode  1969LAstr..83 ... 79R , citit online [PDF] , accesat la 13 ianuarie 2016 ).
  2. Annie Baglin , "  Les pulsars  ", L'Astronomie , vol.  83,Iunie 1969, p.  233-243 ( Bibcode  1969LAstr..83..233B , citit online [PDF] , accesat la 13 ianuarie 2016 ).
  3. „Pulsar” , în Dicționarul Academiei Franceze , despre Centrul Național pentru Resurse Textuale și Lexicale (consultat la13 ianuarie 2016) .
  4. Intrare „  pulsar  ” , pe larousse.fr/dictionnaires/francais , Larousse (accesat la 13 ianuarie 2016 ) .
  5. (în) Yogesh Maan , Studii tomografice ale conurilor de emisie a radioului pulsar și căutarea omologilor radio ai pulsarilor cu raze gamma (teză de doctorat sub îndrumarea lui A. Avinash Deshpande), Bangalore, Indian Institute of Science ,iulie 2013, XVI -180  p. ( citiți online [PDF] ) , cap.  1 („Introducere”) , sect. 1.1 („  O scurtă introducere a pulsarilor  ”), p.  1 , n.  1.
  6. (în) Dirk ter Haar , „  Pulsars  ” , Buletinul Societății Astronomice din India , vol.  7,Iulie 1979, p.  56-60 ( Bibcode  1979BASI .... 7 ... 56T , citit online [PDF] , accesat la 13 ianuarie 2016 ).
  7. (în) René Paul Breton , pulsari radio în sistemele binare (doctorat), Montreal, Universitatea McGill ,decembrie 2008, XVII -216  p. ( Bibcode  2009PhDT ....... 223B , arXiv  0907.2623 , citiți online [PDF] ) , cap.  1 („Introducere”) , sect. 1.2 („  Istoricul istoric  ”), §  1.2.1 („  Marea descoperire  ”), p.  9.
  8. Intrare „pulsar” în Jean-Paul Kurtz , Dicționar de etimologie, lexicologie și istorie a anglicismelor și americanismelor , t.  3: de la baltă la zoom . , Paris, Cărți la cerere ,2013, 502  p. , 22  cm ( ISBN  978-2-322-03441-3 și 2-322-03441-X , OCLC  931693895 , notificare BnF n o  FRBNF43731616 ) , p.  997 [ citiți online  (pagina consultată la 13 ianuarie 2016)] .
  9. (în) Bernard F. Burke și Francis Graham-Smith , An introduction to radioastronomy ["An Introduction to Astronomy"], Cambridge and New York, Cambridge University Press ,20103 e  ed. ( retipărire. 2014) ( 1 st  ed. 1996), XII -444  p. 24,4 × 17  cm ( ISBN  978-0-521-87808-1 , 0-521-87808-X și 1-107-67260-0 , OCLC  495268052 , instrucțiuni BNF n o  FRBNF42122022 , prezentare online ) , cap.  12 („Pulsarii”) , p.  253 [ citiți online  (pagina consultată la 13 ianuarie 2016)] .
  10. Jérôme Novak și Micaela Oertel , „  Neutron stars: cosmic probes  ”, Dossier Pour la Science , n o  83 „Misterele cosmosului: de la Big Bang la găurile negre”,Aprilie-iunie 2014( citiți online , consultat la 13 ianuarie 2016 ).
  11. (ro) Centrul de cercetare a arhivei științei de înaltă energie astrofizică ( NAS ) , „  Jocelyn Bell Burnell  ” pe StarChild ,aprilie 2018(accesat la 17 aprilie 2018 ) .
  12. (în) Elizabeth H. Oakes, Enciclopedia oamenilor de știință din lume: LZ , New York, Infobase Publishing ,2007( 1 st  ed. 2001), 913  p. ( ISBN  978-0-8160-6158-7 și 0-8160-6158-0 ) , p.  51-52, 330.
  13. (în) Encyclopædia Britannica , "  Jocelyn Bell Burnell  " ,18 septembrie 2015(accesat la 17 aprilie 2018 ) .
  14. Tristan Vey, „  Acești oameni de știință lipsiți pe nedrept de Nobel  ” , Le Figaro ,4 octombrie 2010( ISSN  0182-5852 , accesat la 17 aprilie 2018 ) .
  15. (în) Fundația Nobel , „  Premiul Nobel pentru fizică în 1974  ” [„Premiul Nobel pentru fizică în 1974”], pe www.nobelprize.org ,aprilie 2018(accesat la 17 aprilie 2018 ) .
  16. (în) New York Times , „  Premiul Nobel pentru fizică Hoyle Disputes  ” ,22 martie 1975(accesat la 17 aprilie 2018 ) .
  17. François Rothen ( pref.  Michel Mayor ), Fascinația altundeva: vânătorii de planete , Lausanne, Presses polytechniques et universitaire romandes , col.  „Concentrați-vă pe știință”,2015, 303  p. ( ISBN  978-2-88915-140-0 și 2-88915-140-9 , OCLC  929823933 , notificare BnF n o  FRBNF44399667 ) , p.  133-135.
  18. Suzy Collin-Zahn, De la quasare la găurile negre , Les Ulis, EDP ​​Sciences , col.  „Știință și istorie”,2009, 455  p. ( ISBN  978-2-7598-0377-4 și 2-7598-0377-5 , OCLC  837924295 , aviz BnF n o  FRBNF41407454 ) , p.  246.
  19. Un binar X poate fi alcătuit și din combinația stea- gaură neagră , care poate fi foarte dificil de distins de o combinație stea-pulsar.
  20. Jean-Pierre Luminet , „  Moartea stelelor  ”, Studii asupra morții , nr .  124,2003, p.  9-20 ( citit online , consultat la 29 decembrie 2016 ). Via Cairn.info .
  21. (în) MI Large , AE Vaughan & R. Wielebinski  (de) , Pulsar Search Molonglo at the Radio Observatory , Nature , 220 , 753-756 (1968) Vezi online (acces restricționat) .
  22. (în) AE Vaughan , MI Large & R. Wielebinski , Three New Pulsars , Nature , 222 , 963 (1969) Vezi online (acces restricționat) .
  23. (în) JG Davies , MI Large & AC Pickwick , Five New Pulsars , Nature , 227 , 1123-1124 (1970) Vezi online (acces restricționat) .
  24. (în) JG Davies și MI Large , O căutare cu pulsuri pentru pulsare , Notificări lunare ale Royal Astronomical Society , 149 , 301-310 (1970) Vezi online .
  25. (în) RA Hulse și JH Taylor , A High-Sensitivity Pulsar Survey , The Astrophysical Journal Letters , 191 , L59-L61 (1974) Vezi online .
  26. (în) RA Hulse și JH Taylor , Un eșantion profund de noi pulsari și întinderea lor spațială în galaxie , The Astrophysical Journal Letters , 201 , L55-L59 (1975) Vezi online .
  27. (în) Richard Manchester și colab. , Al doilea sondaj de pulsar Molonglo - descoperirea a 155 de pulsari , Notificări lunare ale Royal Astronomical Society , 185 , 409-421 (1978) Vezi online .
  28. (în) domnul Damashek și colab. , Studiul pulsar al emisferei nordice - Un al treilea pulsar radio într-un sistem binar , The Astrophysical Journal Letters , 253 , L57-L60 (1982) Vezi online .
  29. (ro) GH sökes și colab. , A survey for short-period pulsars , Nature , ' 317 , 787-788 (1985) Vezi online (acces restricționat) .
  30. (ro) RJ Dewey și colab. , A search for low-luminosity pulsars , The Astrophysical Journal Letters , 294 , L25-L29 (1985) Vezi online .
  31. (ro) GH Stokes și colab. , Rezultatele a două sondaje pentru pulsare rapide , The Astrophysical Journal , 311 , 694-700 (1986) Vezi online .
  32. (ro) TR Clifton și colab. , Un sondaj de înaltă frecvență al planului galactic pentru pulsarii tineri și îndepărtați , Notificări lunare ale Royal Astronomical Society , 254 , 177-184 (1992) Vezi online .
  33. (ro) Simon Johnston și colab. , Un sondaj de înaltă frecvență al planului galactic sudic pentru pulsari , Notificări lunare ale Royal Astronomical Society , 255 , 401-411 (1992) Vezi online .
  34. (ro) RS Foster și colab. , A High Galactic Latitude Pulsar Survey of the Arecibo Sky , The Astrophysical Journal , 454 , 826-830 (1995) Vezi online .
  35. (în) Richard Manchester și colab. , Studiul Parkes Southern Pulsar. I. Sisteme de observare și analiză a datelor și rezultate inițiale , Notificări lunare ale Royal Astronomical Society , 279 , 1235-1250 (1996) Vezi online .
  36. (ro) Fernando Camilo și colab. , Studiul de declinare Princeton-Arecibo-Strip pentru pulsari de milisecunde. I , The Astrophysical Journal , 469 , 819-827 (1996) Vezi online .
  37. (în) PS Ray și colab. , A Survey for Millisecond Pulsars , The Astrophysical Journal , 470 , 1103-1110 (1996) Vezi online .
  38. (ro) RT Edwards și colab. , Studiul pulsar de latitudine intermediară Swinburne , Notificări lunare ale Royal Astronomical Society , 326 , 358-374 (2001) Vezi online .
  39. (în) Richard Manchester și colab. , Parkes sondaj multi-beam pulsar - I . Sisteme de observare și analiză a datelor, descoperirea și sincronizarea a 100 de pulsari , Notificări lunare ale Royal Astronomical Society , 328 , 17-35 (2001) Vezi online .
  40. (în) DJ Morris și colab. , Studiul Parkes Multibeam Pulsar - II . Descoperirea și sincronizarea a 120 de pulsari , Notificări lunare ale Royal Astronomical Society , 335 , 275-290 (2002) Vezi online .
  41. (în) Kramer  (în) și colab. , Sondajul Parkes Multibeam Pulsar - III . Pulsarii tineri și descoperirea și sincronizarea a 200 de pulsari , Notificări lunare ale Royal Astronomical Society , 342 , 1299-1324 (2003) Vezi online .
  42. Există câteva excepții, care pot fi clasificate în două clase: pulsarii incluși în sistemele binare sunt susceptibili să vadă că rotația lor se accelerează atunci când captează materie de la steaua lor însoțitoare (un fenomen numit acreție ) și poate avea loc o rotație aparentă a accelerației pulsarilor. dacă observăm pulsarul accelerând în spațiu într-o direcție orientată spre observator, de exemplu în interiorul anumitor grupuri globulare ( efectul Shklovsky ).
  43. "  The Black al Stelei, Gérard Grisey  " pe brahms.ircam.fr (accesat la 1 st septembrie 2019 ) .
  44. Este probabil ca un anumit număr de surse de raze gamma identificate astăzi să fie și pulsare fără emisie radio, dar emisia lor gamma este astăzi prea slabă pentru ca caracterul lor de puls să fie evidențiat astăzi.