Pulsar

Un púlsar (de pulso y -ar como en “ quásar ”) [1] es una estrella compacta giratoria altamente magnetizada (generalmente estrellas de neutrones pero también enanas blancas ) que emite rayos de radiación electromagnética desde sus polos magnéticos . [2] Esta radiación se puede observar solo cuando un rayo de emisión apunta hacia la Tierra (similar a la forma en que se puede ver un faro solo cuando la luz apunta en la dirección de un observador), y es responsable de la aparición pulsada de emisión. Las estrellas de neutrones son muy densasy tienen períodos de rotación cortos y regulares . Esto produce un intervalo muy preciso entre pulsos que varía de milisegundos a segundos para un púlsar individual. Los púlsares son uno de los candidatos para la fuente de rayos cósmicos de energía ultra alta . (Véase también mecanismo centrífugo de aceleración ).

PSR B1509−58 - Los rayos X de Chandra son oro; Infrarrojos de WISE en rojo, verde y azul / máx.
"> Archivo: Pulsar anim.ogvReproducir medios
Animación de un púlsar giratorio. La esfera en el medio representa la estrella de neutrones, las curvas indican las líneas del campo magnético y los conos que sobresalen representan las zonas de emisión.
Ilustración del efecto "faro" producido por un púlsar.

Los períodos de los púlsares los convierten en herramientas muy útiles para los astrónomos. 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 alrededor de un púlsar, PSR B1257 + 12 . En 1983, se detectaron ciertos tipos de púlsares que en ese momento excedían la precisión de los relojes atómicos en el tiempo . [3]

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

Descubrimiento

El primer púlsar fue observado el 28 de noviembre de 1967 por Jocelyn Bell Burnell y Antony Hewish . [4] [5] [6] Observaron pulsos separados por aproximadamente 1,33 segundos que se originaron en la misma ubicación en el cielo y se mantuvieron en el tiempo sidéreo . Al buscar explicaciones para los pulsos, el corto período de los pulsos eliminó la mayoría de las fuentes astrofísicas de radiación, como las estrellas , y dado que los pulsos siguieron el tiempo sidéreo, no podría ser una interferencia de radiofrecuencia provocada por el hombre .

Cuando las observaciones con otro telescopio confirmaron la emisión, eliminó cualquier tipo de efecto instrumental. En este punto, Bell Burnell dijo de sí misma y de Hewish que "realmente no creíamos que hubiéramos captado señales de otra civilización, pero obviamente la idea se nos había pasado por la cabeza y no teníamos pruebas de que fuera una emisión de radio completamente natural". Es un problema interesante: si uno piensa que puede haber detectado vida en otra parte del universo, ¿cómo anuncia responsablemente los resultados? " [7] Aun así, apodaron la señal LGM-1 , por " hombrecitos verdes " (un nombre divertido para seres inteligentes de origen extraterrestre ).

Jocelyn Bell en 1967, año en que descubrió el primer púlsar.

No fue hasta que se descubrió una segunda fuente pulsante en una parte diferente del cielo que se abandonó por completo la "hipótesis LGM". [8] Su púlsar fue posteriormente apodado CP 1919 , y ahora es conocido por varios designadores, incluidos PSR B1919 + 21 y PSR J1921 + 2153. Aunque CP 1919 emite en longitudes de onda de radio , posteriormente se ha descubierto que los púlsares emiten en longitudes de onda de luz visible, rayos X y rayos gamma . [9] La palabra "pulsar" es un acrónimo de 'pulsante' y ' quásar ', y apareció por primera vez impresa en 1968:

Un tipo de estrella completamente novedoso salió a la luz el 6 de agosto del año pasado y los astrónomos se refirieron a ella como LGM (Little Green Men). Ahora se cree que es un tipo novedoso entre una enana blanca y una [estrella] de neutrones. Es probable que se le dé el nombre de Pulsar. El Dr. A. Hewish me dijo ayer: "... Estoy seguro de que hoy todos los radiotelescopios miran a los púlsares". [10]

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

La existencia de estrellas de neutrones fue propuesta por primera vez por Walter Baade y Fritz Zwicky en 1934, cuando argumentaron que una estrella pequeña y densa formada principalmente por neutrones resultaría de una supernova . [11] En base a la idea de la conservación de flujo magnético desde magnéticos estrellas de secuencia principal, Lodewijk Woltjer propuso en 1964 que estas estrellas de neutrones podrían contener campos magnéticos tan grande como 10 14 a 10 16 G . [12] En 1967, poco antes del descubrimiento de los púlsares, Franco Pacini sugirió que una estrella de neutrones en rotación con un campo magnético emitiría radiación, e incluso señaló que dicha energía podría bombearse a un remanente de supernova alrededor de una estrella de neutrones, como la Nebulosa del Cangrejo. [13] Después del descubrimiento del primer púlsar, Thomas Gold sugirió independientemente un modelo de estrella de neutrones giratoria similar al de Pacini, y argumentó explícitamente que este modelo podría explicar la radiación pulsada observada por Bell Burnell y Hewish. [14] En 1968, Richard VE Lovelace con colaboradores descubrieron el períodoms del pulsar de la Nebulosa del Cangrejo usando el Observatorio de Arecibo . [15] [16] El descubrimiento del púlsar del Cangrejo confirmó el modelo de estrella de neutrones giratorio de los púlsares. [17] El período de pulso de 33 milisegundos del púlsar del Cangrejo fue demasiado corto para ser consistente con otros modelos propuestos para la emisión de púlsares. Además, el púlsar del Cangrejo se llama así porque está ubicado en el centro de la Nebulosa del Cangrejo, de acuerdo con la predicción de 1933 de Baade y Zwicky. [18] En 1974, Antony Hewish y Martin Ryle , que habían desarrollado radiotelescopios revolucionarios , se convirtieron en los primeros astrónomos en recibir el Premio Nobel de Física , y la Real Academia Sueca de Ciencias señaló que Hewish desempeñó un "papel decisivo en el descubrimiento de púlsares ". [19] Una controversia considerable se asocia con el hecho de que Hewish recibió el premio, mientras que Bell, quien hizo el descubrimiento inicial mientras era su estudiante de doctorado, no. Bell no dice tener amargura sobre este punto, apoyando la decisión del comité del premio Nobel. [20]

Hitos

El Vela Pulsar y su nebulosa de viento púlsar circundante .

En 1974, Joseph Hooton Taylor, Jr. y Russell Hulse descubrieron por primera vez un púlsar en un sistema binario , PSR B1913 + 16 . Este púlsar orbita otra estrella de neutrones con un período orbital de solo ocho horas. Einstein teoría de la 's relatividad general predice que este sistema debe emitir una fuerte radiación gravitatoria , haciendo que la órbita de contrato continuamente a medida que pierde energía orbital . Las observaciones del púlsar pronto confirmaron esta predicción, proporcionando la primera evidencia de la existencia de ondas gravitacionales. A partir de 2010, las observaciones de este púlsar continúan de acuerdo con la relatividad general. [21] En 1993, el Premio Nobel de Física fue otorgado a Taylor y Hulse por el descubrimiento de este púlsar. [22]

En 1982, Don Backer dirigió un grupo que descubrió el PSR B1937 + 21 , un púlsar con un período de rotación de solo 1,6 milisegundos (38.500 rpm ). [23] Las observaciones pronto revelaron que su campo magnético era mucho más débil que los púlsares ordinarios, mientras que nuevos descubrimientos cimentaron la idea de que se había encontrado una nueva clase de objeto, los " púlsares de milisegundos " (MSP). MSP se cree que son el producto final de binarias de rayos X . Debido a su rotación extraordinariamente rápida y estable, los astrónomos pueden utilizar los MSP 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 a través de la sincronización del púlsar incluyen la posición 3D del púlsar, su movimiento adecuado , el contenido de electrones del medio interestelar a lo largo del camino de propagación, los parámetros orbitales de cualquier compañero binario, el período de rotación del púlsar y su evolución con el tiempo. (Estos son calculados a partir de los datos de tiempo sin procesar por Tempo , un programa de computadora especializado para esta tarea.) Una vez que se han tenido en cuenta estos factores, las desviaciones entre los tiempos de llegada observados y las predicciones realizadas utilizando estos parámetros se pueden encontrar y atribuir a uno de los siguientes factores: tres posibilidades: variaciones intrínsecas en el período de giro del púlsar, errores en la realización del Tiempo Terrestre contra el cual se midieron los tiempos de llegada, o la presencia de ondas gravitacionales de fondo. Actualmente, los científicos están intentando resolver estas posibilidades comparando las desviaciones observadas entre varios púlsares diferentes, formando lo que se conoce como una matriz de sincronización de púlsares . El objetivo de estos esfuerzos es desarrollar un estándar de tiempo basado en púlsar lo suficientemente preciso como para realizar la primera detección directa de ondas gravitacionales. En junio de 2006, el astrónomo John Middleditch y su equipo en LANL anunciaron la primera predicción de fallas de púlsar con datos de observación del Explorador de sincronización de rayos X de Rossi . Utilizaron observaciones del púlsar PSR J0537-6910 .

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

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

En 2016, AR Scorpii fue identificado como el primer púlsar en el que el objeto compacto es una enana blanca en lugar de una estrella de neutrones. [24] Debido a que su momento de inercia es mucho mayor que el de una estrella de neutrones, la enana blanca de este sistema gira una vez cada 1,97 minutos, mucho más lento que los púlsares de estrellas de neutrones. [25] El sistema muestra fuertes pulsaciones desde el ultravioleta hasta las longitudes de onda de radio, impulsadas por el giro hacia abajo de la enana blanca fuertemente magnetizada. [24]

Inicialmente, los púlsares fueron nombrados con letras del observatorio descubridor seguido de su ascensión recta (por ejemplo, CP 1919). A medida que se descubrieron más púlsares, el código de letras se volvió difícil de manejar, por lo que surgió la convención de usar las letras PSR (Fuente pulsante de radio) seguidas de la ascensión recta del púlsar y los grados de declinación (p. Ej. una décima de grado (por ejemplo, PSR 1913 + 16.7). Los púlsares que aparecen muy juntos a veces tienen letras adjuntas (por ejemplo, PSR 0021-72C y PSR 0021-72D).

La convención moderna antepone los números más antiguos con una B (por ejemplo, PSR B1919 + 21), con la B significando que las coordenadas son para la época 1950.0. Todos los púlsares nuevos tienen una J que indica coordenadas 2000.0 y también tienen declinación que incluye minutos (por ejemplo, PSR J1921 + 2153). Los púlsares que se descubrieron antes de 1993 tienden a conservar sus nombres B en lugar de usar sus nombres J (por ejemplo, PSR J1921 + 2153 se conoce más comúnmente como PSR B1919 + 21). Los púlsares recientemente descubiertos solo tienen un nombre J (por ejemplo, PSR J0437−4715 ). Todos los púlsares tienen un nombre J que proporciona coordenadas más precisas de su ubicación en el cielo. [26]

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

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

En los púlsares impulsados ​​por rotación, el haz es el resultado de la energía de rotación de la estrella de neutrones, que genera un campo eléctrico a partir del movimiento del campo magnético muy fuerte, lo que resulta en la aceleración de protones y electrones en la superficie de la estrella y la creación de un haz electromagnético que emana de los polos del campo magnético. [27] [28] Las observaciones de NICER de J0030−0451 indican que ambos haces se originan en puntos calientes ubicados en el polo sur y que puede haber más de dos puntos calientes en esa estrella. [29] [30] 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 de radio púlsar se apaga (la llamada "línea de la muerte"). Este apagón parece tener lugar después de unos 10-100 millones de años, lo que significa que de todas las estrellas de neutrones nacidas en la edad de 13.600 millones de años del universo, alrededor del 99% ya no pulsa. [31]

Aunque la imagen general de los púlsares como estrellas de neutrones que giran rápidamente es ampliamente aceptada, Werner Becker del Instituto Max Planck de Física Extraterrestre dijo en 2006: "La teoría de cómo los púlsares emiten su radiación está todavía en su infancia, incluso después de casi cuarenta años de trabaja." [32]

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

  • Púlsares impulsados ​​por rotación, donde la pérdida de energía de rotación de la estrella proporciona el poder,
  • Púlsares accionados por acreción (que representan la mayoría de los púlsares de rayos X, pero no todos ), donde la energía potencial gravitacional de la materia acumulada es la fuente de energía (que produce rayos X que son observables desde la Tierra).
  • Magnetares , donde la desintegración de un campo magnético extremadamente fuerte proporciona el poder electromagnético.

Aunque las tres clases de objetos son todas estrellas de neutrones, su comportamiento observable y la física subyacente son bastante diferentes. Sin embargo, existen algunas conexiones. Por ejemplo, los púlsares de rayos X son probablemente viejos púlsares rotatorios que ya han perdido la mayor parte de su poder y solo se han vuelto visibles nuevamente después de que sus compañeros binarios se expandieron y comenzaron a transferir materia a la estrella de neutrones.

El proceso de acreción puede, a su vez, transferir suficiente momento angular a la estrella de neutrones para "reciclarla" como un púlsar de milisegundos impulsado por rotación . Cuando esta materia aterriza en la estrella de neutrones, se cree que "entierra" el campo magnético de la estrella de neutrones (aunque los detalles no están claros), dejando púlsares de milisegundos con campos magnéticos 1000-10 000 veces más débiles que los púlsares promedio. Este campo magnético bajo es menos efectivo para ralentizar la rotación del púlsar, por lo que los púlsares de milisegundos viven miles de millones de años, lo que los convierte en los púlsares más antiguos conocidos. Los púlsares de milisegundos se ven en cúmulos globulares, que dejaron de formar estrellas de neutrones hace miles de millones de años. [31]

De interés para el estudio del estado de la materia en una estrella de neutrones son los fallos observados en la velocidad de rotación de la estrella de neutrones. Esta velocidad disminuye lenta pero constantemente, excepto por una variación repentina ocasional: un " fallo ". Un modelo propuesto para explicar estos fallos es que son el resultado de "terremotos estelares" que ajustan la corteza de la estrella de neutrones. También se han avanzado modelos en los que la falla 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.

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

Pulsar reciclado interrumpido

Cuando dos estrellas masivas nacen juntas de la misma nube de gas, pueden formar un sistema binario y orbitarse entre sí desde el nacimiento. Si esas dos estrellas son al menos unas pocas veces más masivas que nuestro sol, sus vidas terminarán en explosiones de supernovas. La estrella más masiva explota primero, dejando atrás una estrella de neutrones. Si la explosión no expulsa a la segunda estrella, el sistema binario sobrevive. La estrella de neutrones ahora puede ser visible como un púlsar de radio, y pierde energía lentamente y gira hacia abajo. Más tarde, la segunda estrella puede hincharse, permitiendo que la estrella de neutrones absorba su materia. La materia que cae sobre la estrella de neutrones la hace girar y reduce su campo magnético.

Esto se llama "reciclaje" porque devuelve la estrella de neutrones a un estado de giro rápido. Finalmente, la segunda estrella también explota en una supernova, produciendo otra estrella de neutrones. Si esta segunda explosión tampoco logra interrumpir el binario, se forma un binario de estrella de neutrones dobles. De lo contrario, la estrella de neutrones girada se queda sin compañera y se convierte en un "púlsar reciclado interrumpido", que gira entre unas pocas y 50 veces por segundo. [33]

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 una prueba de relatividad general en condiciones de un campo gravitacional intenso.

Mapas

Posición relativa del Sol al centro de la Galaxia y 14 púlsares con sus períodos indicados, que se muestran en una placa de Pioneer.

Los mapas de Pulsar se han incluido en las dos placas de Pioneer , así como en el Disco de Oro de la Voyager . Muestran la posición del Sol , en relación con 14 púlsares, que se identifican por la sincronización única de sus pulsos electromagnéticos, de modo que nuestra posición tanto en el espacio como en el tiempo puede ser calculada por inteligencias extraterrestres potenciales . [34] Debido a que los púlsares emiten pulsos de ondas de radio muy regulares, sus transmisiones de radio no requieren correcciones diarias. Además, el posicionamiento de púlsares podría crear un sistema de navegación de nave espacial de forma independiente o utilizarse junto con la navegación por satélite. [35] [36]

Navegación Pulsar

La navegación y sincronización basada en púlsares de rayos X (XNAV) o simplemente la navegación por púlsar es una técnica de navegación mediante la cual las señales periódicas de rayos X emitidas por los púlsares se utilizan para determinar la ubicación de un vehículo, como una nave espacial en el espacio profundo. Un vehículo que usa XNAV compararía las señales de rayos X recibidas con una base de datos de frecuencias y ubicaciones de púlsares conocidas. Al igual que con el GPS , esta comparación permitiría al vehículo calcular su posición con precisión (± 5 km). La ventaja de utilizar señales de rayos X en lugar de ondas de radio es que los telescopios de rayos X pueden hacerse más pequeños y ligeros. [37] [38] [39] Se informó de demostraciones experimentales en 2018. [40]

Relojes precisos

Generalmente, la regularidad de la emisión de púlsar no rivaliza con la estabilidad de los relojes atómicos . [41] Todavía se pueden utilizar como referencia externa. [42] Por ejemplo, J0437−4715 tiene un período de 0.005757451936712637 s con un error de1,7 × 10 −17  s . Esta estabilidad permite utilizar púlsares de milisegundos para establecer el tiempo de efemérides [43] o para construir relojes de púlsares . [44]

El ruido de sincronización es el nombre de las irregularidades de rotación observadas en todos los púlsares. Este ruido de sincronización se puede observar como una desviación aleatoria en la frecuencia o fase del pulso. [45] Se desconoce si el ruido de sincronización está relacionado con fallas de púlsar .

Sondas del medio interestelar

La radiación de los púlsares atraviesa el medio interestelar (ISM) antes de llegar a la Tierra. Los electrones libres en el componente ionizado cálido (8000 K) de las regiones ISM y H II afectan la radiación de dos formas principales. Los cambios resultantes en la radiación del púlsar proporcionan una sonda importante del propio ISM. [46]

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

dónde es la distancia del púlsar al observador y es la densidad electrónica del ISM. La medida de dispersión se utiliza para construir modelos de distribución de electrones libres en la Vía Láctea . [47]

Además, la turbulencia en el gas interestelar provoca inhomogeneidades de densidad en el ISM que 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 la luz visible debido a las variaciones de densidad en la atmósfera de la Tierra, se puede utilizar para reconstruir información sobre las variaciones a pequeña escala en el ISM. [48] Debido a la alta velocidad (hasta varios cientos de km / s) de muchos púlsares, un solo púlsar escanea el ISM rápidamente, lo que da como resultado patrones de centelleo cambiantes en escalas de tiempo de unos pocos minutos. [49]

Sondas de espacio-tiempo

Los púlsares que orbitan dentro del espacio-tiempo curvo alrededor de Sgr A * , el agujero negro supermasivo en el centro de la Vía Láctea, podrían servir como sondas de gravedad en el régimen de campo fuerte. [50] Los tiempos de llegada de los pulsos se verían afectados por cambios Doppler especiales y relativistas generales y por los caminos complicados que las ondas de radio viajarían a través del espacio-tiempo fuertemente curvado alrededor del agujero negro. Para que los efectos de la relatividad general puedan medirse con los instrumentos actuales, sería necesario descubrir púlsares con períodos orbitales inferiores a unos 10 años; [50] tales púlsares orbitarían a distancias dentro de 0.01 pc desde Sgr A *. Actualmente se están realizando búsquedas; en la actualidad, se sabe que cinco púlsares se encuentran a 100 pc de Sgr A *. [51]

Detectores de ondas gravitacionales

Hay 3 consorcios en todo el mundo que utilizan púlsares para buscar ondas gravitacionales . En Europa, existe el European Pulsar Timing Array (EPTA); existe el Parkes Pulsar Timing Array (PPTA) en Australia; y está el Observatorio Norteamericano de Nanohercios de Ondas Gravitacionales (NANOGrav) en Canadá y Estados Unidos. Juntos, los consorcios forman el International Pulsar Timing Array (IPTA). Los pulsos de los púlsares de milisegundos (MSP) se utilizan como un sistema de relojes galácticos. Las perturbaciones en los relojes se podrán medir en la Tierra. Una perturbación de una onda gravitacional que pasa tendrá una firma particular en el conjunto de púlsares y, por lo tanto, será detectada.

Púlsares dentro de 300 pc [52]
PSRDistancia
(pc)		Edad
( Myr )
J0030 + 04512447.580
J0108−1431238166
J0437−47151561,590
J0633 + 17461560.342
J0659 + 14142900,111
J0835−45102900.0113
J0453 + 075526017,5
J1045−45093006.710
J1741−20542500.387
J1856−37541613,76
J2144−3933165272
Púlsares de rayos gamma detectados por el telescopio espacial de rayos gamma Fermi .

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

  • El primer radio pulsar "CP 1919" (ahora conocido como PSR B1919 + 21 ), con un período de pulso de 1.337 segundos y un ancho de pulso de 0.04 segundos, fue descubierto en 1967. [53]
  • El primer púlsar binario , PSR 1913 + 16 , cuya órbita está decayendo a la velocidad exacta predicha debido a la emisión de radiación gravitacional por la relatividad general.
  • El púlsar de radio más brillante, el Vela Pulsar .
  • El primer púlsar de milisegundos, PSR B1937 + 21
  • El púlsar de milisegundos más brillante, PSR J0437−4715
  • El primer púlsar de rayos X, Cen X-3
  • El primer púlsar de rayos X de milisegundos de acumulación, SAX J1808.4−3658
  • El primer pulsar con planetas, PSR B1257 + 12
  • El primer púlsar observado que ha sido afectado por asteroides : PSR J0738−4042
  • El primer sistema binario de doble pulsar, PSR J0737−3039
  • El púlsar de período más corto, PSR J1748-2446ad , con un período de ~ 0.0014 segundos o ~ 1.4 milisegundos (716 veces por segundo).
  • El púlsar de período más largo, con 118,2 segundos, así como el único ejemplo conocido de un púlsar enano blanco, AR Scorpii . [54]
  • El púlsar de estrella de neutrones de período más largo, PSR J0250 + 5854 , con un período de 23,5 segundos. [55]
  • El púlsar con el período más estable, PSR J0437−4715
  • El primer púlsar de milisegundos con 2 compañeros de masa estelar, PSR J0337 + 1715
  • PSR J1841−0500 , dejó de pulsar durante 580 días. Uno de los dos únicos púlsares que se sabe que han dejado de pulsar durante más de unos minutos.
  • PSR B1931 + 24 , tiene ciclo. Pulsa durante aproximadamente una semana y deja de pulsar durante aproximadamente un mes. [56] Uno de los dos únicos púlsares que se sabe que han dejado de pulsar durante más de unos minutos.
  • PSR J1903 + 0327 , un púlsar de ~ 2,15 ms que se encuentra en un sistema estelar binario altamente excéntrico con una estrella similar al Sol. [57]
  • PSR J2007 + 2722 , un púlsar aislado 'reciclado' de 40,8 hertzios fue el primer púlsar encontrado por voluntarios a partir de datos tomados en febrero de 2007 y analizados por el proyecto de computación distribuida Einstein @ Home . [58]
  • PSR J1311–3430 , el primer púlsar de milisegundos descubierto a través de pulsaciones de rayos gamma y parte de un sistema binario con el período orbital más corto. [59]

  • Video - Pulsar de cangrejo - pulso brillante e interpulso.

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    Video - Pulsar Vela - luz de rayos X .

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    Video - Impresión artística de AR Scorpii .

    • Pulsar de rayos X anómalo
    • Calabozo
    • Pulsar doble
    • Magnetar
    • Estrella neutrón
    • Pulsar óptico
    • Reloj Pulsar
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    • Nebulosa del viento Pulsar
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    • Estrella de radio
    • Transitorio de radio giratorio
    • Repetidor de gamma suave
    • Remanente de supernova
    • Púlsar de rayos x

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