Location via proxy:   [ UP ]  
[Report a bug]   [Manage cookies]                
Прејди на содржината

Пулсар

Од Википедија — слободната енциклопедија
Оваа статија се однесува на/за тип на неутронска ѕвезда. За други употреби, погл. Пулсар (појаснување).
PSR B1509−58 – рендгенските зраци од набљудувачницата Чандра се златни; инфрацрвени од Широкиот инфрацрвен теренски истражувач во црвена, зелена и сина.
Анимација на вртежен пулсар. Сферата во средината ја претставува неутронската ѕвезда, кривите ги означуваат линиите на магнетното поле, а испакнатите конуси ги претставуваат емисионите зони.
Илустрација на ефектот „светилник“ направен од пулсар.

Пулсар (од англиските зборови pulsating radio source; пулсирачки радиоизвор)[1][2] ― високо магнетизирана вртежна неутронска ѕвезда која емитува зраци на електромагнетно зрачење од своите магнетни полови.[3] Ова зрачење може да биде набљудувано само кога емитуван зрак е насочен кон Земјата (слично на начинот на кој „светилникот“ може да биде виде само кога светлината е насочена во насока на набљудувач) и е одговорна за импулсното појавување на емисијата. Неутронските ѕвезди се многу густи и имаат кратки, редовни периоди на вртење. Ова создава многу прецизен интервал помеѓу импулсите кој се движи од милисекунди до секунди за поединечен пулсар. Пулсарите се еден од кандидатите за извор на ултрависоки енергетски космички зраци. (Поврзано центрифугален механизам на забрзување.)

Многу редовните импулси на пулсарите ги прават многу корисни алатки за астрономите. На пример, набљудувањата на еден пулсар во систем на двојни неутронски ѕвезди биле искористени за индиректно да биде потврдено постоењето на гравитациско зрачење. Првите вонсончеви планети биле откриени во 1992 година околу еден пулсар, поточно PSR B1257+12. Во 1983 година, биле откриени одредени видови пулсари кои во тоа време ја надминуваа точноста на атомските часовници во мерењето на времето.[4]

Историја на набљудување

[уреди | уреди извор]

Откритие

[уреди | уреди извор]

Сигналите од првиот откриен пулсар првично ги забележала Џослин Бел додека ги анализирала податоците снимени на 6 август 1967 година, од новонарачаниот радио телескоп што таа помогнала да биде изградена. Првично отфрлена како радиопречки од нејзиниот претпоставен и развивач на телескопот, Ентони Хјуиш,[5][6] фактот дека сигналите секогаш се појавувале на иста деклинација и ректасцензија набрзо го отфрлило земјиниот извор.[7] На 28 ноември 1967 година, Бел и Хјуиш користејќи брз снимач на ленти, ги разрешиле сигналите како низа пулсирања, рамномерно распоредени на секои 1,337 секунди.[8] Ниту едно астрономско тело од ваква природа досега не било забележано. На 21 декември, Бел открил втор пулсар, поништувајќи ги шпекулациите дека тоа би можело да се сигнали кои се емитувани кон Земјата од страна на вонземска интелигенција.[9][10][11][12]

Кога набљудувањата со друг телескоп ја потврдиле емисијата, таа елиминирала секаков вид инструментални ефекти. Во овој момент, Бел за себе и за Хјуиш рекол дека „ние навистина не верувавме дека зедовме сигнали од друга цивилизација, но очигледно идејата ни помина низ умовите и немавме доказ дека тоа е целосно природна радио емитување. е интересен проблем - ако некој мисли дека можеби открил живот на друго место во универзумот, како одговорно да ги објави резултатите?[13] И покрај тоа, тие го нарекле сигналот LGM-1, кратенка од „little green men“ (мали зелени луѓе; име за интелигентни суштества од вонземско потекло).

Графикон на која Џослин Бел првпат препознала докази за пулсар, изложени во Библиотеката на Кембричкиот универзитет.

Дури кога бил откриен втор пулсирачки извор на различен дел од небото, „хипотезата мали зелени луѓе“ била целосно напуштена.[14] Нивниот пулсар подоцна бил наречен CP 1919, и сега е познат по голем број назначувачи, вклучувајќи ги PSR B1919+21 и PSR J1921+2153. Иако CP 1919 емитира во радиобранови должини, подоцна било откриено дека пулсарите емитуваат во видливо светлински, рендгенски и гама-зрачни бранови должини.[15]

Зборот „пулсар“ првпат бил појавен во печатен избор во 1968 година:

„ Целосно нов вид на ѕвезда излезе на виделина на 6 август минатата година, а астрономите ја нарекуваа LGM (Little Green Men; Мали зелени луѓе). Сега е сметаno дека е нов тип помеѓу бело џуџе и неутронска [ѕвезда]. Најверојатно ќе му биде дадено името Пулсар. Д-р А. Хјуиш ми рече вчера: „... Сигурен сум дека денес секој радиотелескоп гледа во пулсарите“.[16] “
Композитна оптичка/рендгенска слика на Раковидната Маглина, која покажува синхротронска емисија во околниот плерион, напојувана со вбризгување на магнетни полиња и честички од средишниот пулсар.

Постоењето на неутронски ѕвезди првпат било предложено од Валтер Баде и Фриц Цвики во 1934 година, кога тие тврделе дека мала, густа ѕвезда која се состои главно од неутрони, ќе произлезе од супернова.[17] Врз основа на идејата за зачувување на магнетниот тек од ѕвездите од магнетната главна низа, Лодевајк Волтјер во 1964 година предложил дека таквите неутронски ѕвезди може да содржат магнетни полиња со големина од 1014 до 1016 гауси (=1010 до 1012тесли).[18] Во 1967 година, непосредно пред откривањето на пулсарите, Франко Пачини предложил дека вртежната неутронска ѕвезда со магнетно поле ќе емитува зрачење, па дури и забележал дека таквата енергија може да биде пумпана во остаток од супернова околу неутронска ѕвезда, како што е Раковидната Маглина.[19] По откривањето на првиот пулсар, Томас Голд независно предложил модел на вртежна неутронска ѕвезда сличен на оној на Пачини и експлицитно тврдел дека овој модел може да го објасни импулсното зрачење забележано од Бел Бурнел и Хјуиш.[20] Во 1968 година, Ричард Лавлејс со соработниците го откриле периодот ms од Раковидниот Пулсар со помош на Аресипската набљудувачница.[21][22] Откривањето на Раковидниот Пулсар, дало потврда за моделот на вртежните неутронски ѕвезди на пулсарите.[23] Периодот на пулсирање на Раковидниот Пулсар од 33 милисекунди бил премногу краток за да биде доследен со другите предложени модели за пулсарско емитување. Згора на тоа, Раковидниот Пулсар е така наречен затоа што се наоѓа во средината на Раковидната Маглина, во согласност со предвидувањата на Баде и Цвики од 1933 година.[24] Во 1974 година, Антони Хјуиш и Мартин Рајл, кои развиле револуционерни радио телескопи, станале првите астрономи на кои им била доделена Нобеловата награда за физика, при што Кралската академија на науките на Шведска забележа дека Хјуиш одиграл „одлучувачка улога во откривањето на пулсарите“.[25] Значителна контроверзија е поврзана со фактот дека на Хјуиш и била доделена наградата, додека Бел, која го направи првичното откритие додека бил негов докторант, не била доделена. Бел тврди дека нема горчина по оваа точка, поддржувајќи ја одлуката на Комитетот за Нобелова награда.[26]

Достигнувања

[уреди | уреди извор]
Пулсарот во Едро и неговиот околен плерион.

Во 1974 година, Џозеф Хутон Тејлор и Расел Халс за прв пат откриле пулсар во двоен систем, PSR B1913+16. Овој пулсар кружи околу друга неутронска ѕвезда со орбитален период од само осум часа. Ајнштајновата општа теорија за релативноста предвидува дека овој систем треба да емитува силно гравитациско зрачење, предизвикувајќи орбитата постојано да се собира додека ја губи орбиталната енергија. Набљудувањата на пулсарот наскоро го потврдија ова предвидување, давајќи го првиот доказ за постоењето на гравитациски бранови. Од 2010 година, набљудувањата на овој пулсар продолжуваат да се согласуваат со општата релативност.[27] Во 1993 година, Нобеловата награда за физика била доделена на Тејлор и Халс за откривањето на овој пулсар.[28]

Во 1982 година, Дон Бакер ја предводел групата која го открила PSR B1937+21, пулсар со вртежен период од само 1,6 милисекунди (38.500 вртежи во минута).[29] Набљудувањата наскоро откриле дека неговото магнетно поле е многу послабо од обичните пулсари, додека понатамошните откритија ја зацврстија идејата дека е пронајдена нова класа на тела, „милисекундните пулсари“. Верувано е дека милисекундните пулсари се краен производ на рендгенските двојни ѕвезди. Благодарение на нивното извонредно брзо и стабилно вртење, милисекундните пулсари може да бидат користени од страна на астрономите, како часовници кои ја споредуваат стабилноста на најдобрите атомски часовници на Земјата. Факторите кои влијаат на времето на пристигнување на импулсите на Земјата за повеќе од неколку стотици наносекунди може лесно да бидат забележани и да бидат користени за да бидат направени прецизни мерења. Физичките параметри достапни преку темпирањето на пулсарите ја вклучуваат тридимензионалната положба на пулсарот, неговото правилно движење, содржината на електрони во меѓуѕвездената средина долж патеката на ширење, орбиталните параметри на кој било двоен придружник, вртежниот период на пулсарот и неговата еволуција со времето. (Тие се пресметувани од необработените податоци за темпирањето од Темпо, сметачка програма специјализирана за оваа задача.) Откако ќе се земат предвид овие фактори, може да бидат најдени отстапувања помеѓу набљудуваните времиња на пристигнување и предвидувањата направени со помош на овие параметри и да бидат припишани на еден од три можности: внатрешни варијации во периодот на центрифугирање на пулсарот, грешки во остварувањето на земјиното време според кое се мереле времињата на пристигнување или присуство на гравитациски бранови во позадина. Научниците во моментов се обидуваат да ги решат овие можности со споредување на отстапувањата забележани помеѓу неколку различни пулсари, образувајќи го она што е познато како пулсарна темпирана низа. Целта на овие напори е да биде развиен временски стандард заснован на пулсар доволно прецизен за да биде направено првото директно откривање на гравитациските бранови. Во 2006 година, група астрономи во Националната лабораторија Лос Аламос, предложиле модел за предвидување на веројатниот датум на дефекти на пулсар со набљудувачки податоци од Росиевиот рендгенски темпиран истражувач. Тие користеле набљудувања на пулсарот PSR J0537−6910, за кој се знае дека е квазипериодичен пулсар со блесок.[30] Сепак, досега не е позната општа шема за прогноза на дефекти.[30]

Уметничко толкување за планетите кои кружат околу PSR B1257+12. Онаа во преден план е планетата „C“.

Во 1992 година, Александeр Волшчан ги открил првите вонсончеви планети околу PSR B1257+12. Ова откритие претставувало важен доказ во врска со широко распространето постоење на планети надвор од Сончевиот Систем, иако е многу малку веројатно дека кој било облик на живот би можела да преживее во околината на интензивно зрачење во близина на пулсар.

Бели џуџиња слични на пулсар

[уреди | уреди извор]

Белите џуџиња можат да дејствуваат и како пулсари. Бидејќи моментот на инерција на белото џуџе е многу поголем од оној на неутронската ѕвезда, белоџуџестите пулсари се вртат еднаш на неколку минути, многу побавно од неутронскоѕвездените пулсари.

До 2024 година, биле идентификувани три бели џуџиња слични на пулсар.

  • Во 1998 година, Назар Ихсанов покажал дека белото џуџе во двојниот систем AE Орел делува како радиопулсар.[31] Потврдата за својствата слични на пулсар на белото џуџе во AE Орел била дадена во 2008 година со откритието на рендгенски пулсации,[32] кое покажа дека ова бело џуџе делува не само како радиопулсар, туку и како рендгенски пулсар.
  • Во 2016 година, бело џуџе во двојниот систем AR Скорпија, билоидентификувано како пулсар[33][34] (често погрешно е нарекувано првото откриено бело џуџе слично на пулсар). Системот прикажува силни пулсирања од ултравиолетови до радиобранови должини, напојувани од намалувано вртење на силно магнетизираното бело џуџе.[33]
  • Во 2023 година, било предложено дека белото џуџе eRASSU J191213.9−441044 делува како пулсар и на радио и на рендгенски зраци.[35][36]

Постои алтернативно непотврдено објаснување за својствата слични на пулсар на овие бели џуџиња. Во 2019 година, својствата на пулсарите биле објаснети со помош на бројчан магнетохидродинамички модел, објаснувајќи дека е развиен на Корнеловиот универзитет.[37] Според овој модел, AE Водолија е ѕвезда од среден поларен тип, каде што магнетното поле е релативно слабо и може да настане насобирачки диск околу белото џуџе. Ѕвездата е во прополерско движење, а многу од нејзините набљудувачки својства се одредени од заемодејството меѓу дискот и магнетосферата. Сличен модел за eRASSU J191213.9−441044 е поддржан од резултатите од неговите набљудувања на должини на ултравиолетови бранови, кои покажале дека неговата јачина на магнетното поле не надминува 50 MG.[38]

Номенклатура

[уреди | уреди извор]

Првично, пулсарите биле именувани со буквите од набљудувачница што ги открила, проследено со нивната ректасцензија (на пр. КП 1919). Како што биле откриени повеќе пулсари, шифрата на буквата стана непоколеблива, па така настана конвенцијата за користење на буквите PSR (Pulsating Source of Radio; Пулсирачки извор на радио) проследено со ректасцензијата на пулсарот и степени на деклинација (на пр. PSR 0531+21), а понекогаш и отклонување кон десетина од степенот (на пр. PSR 1913+16.7). Пулсарите кои се појавуваат многу блиску еден до друг понекогаш имаат и букви (на пр. PSR 0021−72C и PSR 0021−72D).

Современата конвенција ги префиксира постарите броеви со B (на пр. PSR B1919+21), со B што значи дека координатите се за епохата 1950.0. Сите нови пулсари имаат J што покажува 2000.0 координати и исто така имаат деклинација вклучувајќи минути (на пр. PSR J1921+2153). Пулсарите кои биле откриени пред 1993 година имаат тежнеење да ги задржат своите имиња B наместо да ги користат нивните имиња J (на пр. PSR J1921+2153 е попознат како PSR B1919+21). Неодамна откриените пулсари имаат само име J (на пр. PSR J0437−4715 ). Сите пулсари имаат име J што дава попрецизни координати на нивната местоположба на небото.[39]

Настанување, механизам, исклучување

[уреди | уреди извор]
Шематски приказ на пулсар. Сферата во средината ја претставува неутронската ѕвезда, кривите ги означуваат линиите на магнетното поле, испакнатите конуси ги претставуваат емитувачките зраци и зелената линија ја претставува оската по која ѕвездата се врти.

Настаните што водат до настанување на пулсар започнуваат кога јадрото на масивна ѕвезда е компресирана за време на супернова, која се распаѓа во неутронска ѕвезда. Неутронската ѕвезда го задржува најголемиот дел од својот аголен импулс, и бидејќи има само мал дел од полупречникот на својот родоначалник (и затоа моментот на инерција е нагло намален), тој е настанат со многу голема брзина на вртење. Зрак кој е емитуван по магнетната оска на пулсарот, кој се врти заедно со вртењето на неутронската ѕвезда. Магнетната оска на пулсарот ја одредува насоката на електромагнетниот зрак, при што магнетната оска не мора да биде иста со неговата вртежна оска. Оваа неусогласеност предизвикува зракот да биде гледан еднаш за секое вртење на неутронската ѕвезда, што доведува до „пулсирана“ природа на нејзиниот изглед.

Анимација на зголеменото вртење на пулсарот додека се урива. Започнува со (1) вртежниот родоначалник (2) колапсот и забрзувањето и (3) последниот остаток од пулсар со брзо вртење. Анимацијата демонстрира зачувување на импулсот додека ѕвездата се врти побрзо додека се урива. Аголната брзина () и полупречник () во однос на родоначалникот се прикажани во текот на целата постапка. Ова не ја опфаќа целата скала на колапс бидејќи последната ѕвезда би била премала за да биде видено во споредба со нејзиниот родоначалник.

Кај пулсарите со вртен погон, зракот е резултат на вртежната енергија на неутронската ѕвезда, која создава електрично поле и многу силно магнетно поле, што резултира со забрзување на протоните и електроните на површината на ѕвездата и создавање на електромагнетен зрак. кои произлегуваат од половите на магнетното поле.[40][41] Набљудувањата од Истражувачот на внатрешниот состав на неутронските ѕвезди кон PSR J0030+0451, покажуваат дека двата зраци потекнуваат од жариштата сместени на јужниот пол и дека може да има повеќе од две такви жаришта на таа ѕвезда.[42][43] Ова вртење се забавува со текот на времето како што се емитува електромагнетна енергија. Кога периодот на центрифугирање на пулсарот ќе се забави доволно, верувано е дека механизмот на радиопулсарот се исклучува (т.н. „линија на смртта“). Се чини дека ова исклучување се случува по околу 10-100 часот милиони години, што значи дека од сите неутронски ѕвезди родени на 13,6 милијарди години од вселената, околу 99% повеќе не пулсираат.[44]

Иако општата слика за пулсарите како брзо вртежни неутронски ѕвезди е широко прифатена, Вернер Бекер од Институтот за вонземска физика „Макс Планк“, во 2006 година рекол: „Теоријата за тоа како пулсарите го емитуваат своето зрачење е сè уште во зародиш, дури и по речиси четириесет години работа“.[45]

Категории

[уреди | уреди извор]

Три различни класи на пулсари моментално им се познати на астрономите, според изворот на моќта на електромагнетното зрачење:

Иако сите три класи на тела се неутронски ѕвезди, нивното забележливо однесување и основната физика се сосема различни. Сепак, постојат некои врски. На пример, рендгенските пулсари се веројатно стари пулсари со вртежна енергија кои веќе изгубиле поголем дел од својата моќ и станале повторно видливи само откако нивните двојни придружници се прошириле и почнале да ја пренесуваат материјата на неутронската ѕвезда.

Процесот на насобирање, пак, може да пренесе доволно аголен импулс на неутронската ѕвезда за да ја „рециклира“ како милисекунден пулсар придвижуван со вртење. Како што оваа материја слетува на неутронската ѕвезда, сметано е дека го „закопува“ магнетното поле на неутронската ѕвезда (иако подробностите се нејасни), оставајќи ги милисекундните пулсари со магнетни полиња 1000–10.000 пати послаб од просечните пулсари. Ова ниско магнетно поле е помалку ефикасно за забавување на вртењето на пулсарите, така што милисекундните пулсари живеат милијарди години, што ги прави најстарите познати пулсари. Милисекундните пулсари се гледаат во збиени јата, кои престанале да образуваат неутронски ѕвезди пред милијарди години.[44]

Од интерес за проучување на состојбата на материјата во неутронска ѕвезда се забележани дефекти во брзината на вртење на неутронската ѕвезда.[30] Оваа брзина се намалува бавно, но стабилно, освен повремена ненадејна варијација - „дефект“. Еден модел предложен за објаснување на овие грешки е дека тие се резултат на „ѕвездени земјотреси“ кои ја прилагодуваат кората на неутронската ѕвезда. Унапредени се и моделите каде што дефектот се должи на раздвојување на можеби суперспроводливата внатрешност на ѕвездата. Во двата случаи, моментот на инерција на ѕвездата се менува, но нејзиниот аголен момент не се менува, што резултира со промена на брзината на вртење.[30]

Neutron star types (24 June 2020)
Типови неутронски ѕвезди (24 јуни 2020)

Нарушен рециклиран пулсар

[уреди | уреди извор]

Кога две масивни ѕвезди се раѓаат блиску една до друга од ист облак од гас, тие можат да образуваат двоен систем и да кружат една околу друга уште од раѓање. Ако тие две ѕвезди се барем неколку пати помасивни од Сонцето, нивните животи ќе завршат со експлозии на супернова. Помасивната ѕвезда прво експлодира, оставајќи зад себе неутронска ѕвезда. Ако експлозијата не ја исфрли втората ѕвезда, двојниот систем преживува. Неутронската ѕвезда сега може да биде видлива како радиопулсар и полека губи енергија и забавувано се врти. Подоцна, втората ѕвезда може да се прошири, дозволувајќи и на неутронската ѕвезда да ја вшмукува својата материја. Материјата што паѓа на неутронската ѕвезда ја врти и го намалува нејзиното магнетно поле.

Ова е нарекувано „рециклирање“ бидејќи ја враќа неутронската ѕвезда во состојба на брзо вртење. Конечно, втората ѕвезда исто така експлодира во супернова, произведувајќи друга неутронска ѕвезда. Ако оваа втора експлозија исто така не успее да го наруши двојниот систем, настанува двојна неутронска ѕвезда. Во спротивно, завртената неутронска ѕвезда останува без придружник и станува „нарушен рециклиран пулсар“, кој се врти помеѓу неколку и 50 пати во секунда.[46]

Примени

[уреди | уреди извор]

Откривањето на пулсарите им овозможило на астрономите да проучуваат тело што не било забележано досега, неутронската ѕвезда. Овој вид на тело е единственото место каде што може да биде набљудувано однесувањето на материјата со јадрена густина (иако не директно). Исто така, милисекундните пулсари дозволиле тест на општата релативност во услови на интензивно гравитациско поле.

Карти

[уреди | уреди извор]
Релативна положба на Сонцето во средината на галаксијата и 14 пулсари со означени периоди, прикажани на една пионерска плоча.

Пулсарски карти се вклучени на двете пионерски плакети, како и на Златната плоча на Војаџер. Тие ја покажуваат положбата на Сонцето, во однос на 14 пулсари, кои се идентификувани со единственото време на нивните електромагнетни импулси, така што положбата на Земјата и во просторот и во времето може да биде пресметана со потенцијална вонземска интелигенција.[47] Бидејќи пулсарите емитуваат многу редовни импулси на радиобранови, неговите радиопреноси не бараат дневни поправки. Згора на тоа, позиционирањето на пулсар може да создаде независно систем за навигација на вселенски летала или да биде користено заедно со сателитската навигација.[48][49]

Пулсарска навигација

[уреди | уреди извор]
Главна статија: Навигација заснована на рендгенски пулсар

Навигација заснована на рендгенски пулсар и темпирање (XNAV) или едноставно пулсарска навигација е техника на навигација при која периодичните рендгенски сигнали емитирани од пулсарите се користени за одредување на местоположбата на возилото, како што е вселенското летало во длабоката вселена. Возило што користи XNAV би ги споредувало примените рендгенски сигнали со базата на податоци за познати пулсарски честоти и местоположби. Слично на ГПС, оваа споредба ќе му овозможи на возилото точно да ја пресмета својата положба (±5 км). Предноста на користењето рендгенски сигнали пред радиобрановите е тоа што рендгенските телескопи може да бидат направени помали и полесни.[50][51][52] Пријавени биле опитни демонстрации во 2018 година.[53]

Прецизни часовници

[уреди | уреди извор]

Општо земено, регуларноста на пулсарското емитување не се спротивставува на стабилноста на атомските часовници.[54] Тие сè уште можат да бидат користени како надворешна референца.[55] На пример, J0437−4715 има период од 0,005757451936712637 s со грешка од 1,7⋅10-17 s. Оваа стабилност им овозможува на милисекундните пулсари да бидат користени за воспоставување на ефемеридно време[56] или во градење пулсарни часовници.[57]

Временска бучава е името за вртежните неправилности забележани кај сите пулсари. Овој временски шум е забележлив како случајно талкање во честотата или фазата на пулсот.[58] Не е познато дали темпирањето е поврзан со дефекти на пулсарите. Според една студија објавена во 2023 година,[59] верувано е дека временскиот шум забележан кај пулсарите е предизвикан од позадински гравитацски бранови. Алтернативно, тоа може да биде предизвикано од стохастички флуктуации и во внатрешните (поврзани со присуството на суперфлуиди или турбуленции) и во надворешните (поради магнетосферската активност) вртежни моменти во пулсарот.[60]

Сонди во меѓуѕвездената средина

[уреди | уреди извор]

Зрачењето од пулсарите минува низ меѓуѕвездената средина (МЅС) пред да стигне до Земјата. Слободни електрони на топло (8000 К), јонизираната компонента на меѓуѕвездената средина и H II-подрачјето влијае на зрачењето на два основни начини. Добиените промени на зрачењето на пулсарот обезбедуваат важна сонда на самата МЅС.[61]

Поради расеената природа на меѓуѕвездената плазма, радиобрановите со пониска честота патуваат низ средината побавно од радиобрановите со повисока честота. Резултирачкото доцнење во пристигнувањето на импулсите на опсег на честоти е директно мерливо како мерка на расејување на пулсарот. Мерката на расејување е вкупната столбна густина на слободните електрони помеѓу набљудувачот и пулсарот:

каде е растојанието од пулсарот до набљудувачот, и е електронската густина на МЅС. Мерката на расејување е користена за изработување модели на расејување на слободни електрони во Млечниот Пат.[62]

Дополнително, нехомогеностите на густината во МЅС предизвикуваат расејување на радиобрановите од пулсарот. Резултирачката сцинтилација на радиобрановите - истиот ефект како треперењето на ѕвезда во видлива светлина поради варијациите на густината во атмосферата на Земјата - може да биде користен за реконструкција на информации за малите варијации во МЅС.[63] Поради големата брзина (до неколку стотици км/с) на многу пулсари, еден пулсар брзо ја скенира МЅС, што резултира со менување на моделите на сцинтилација во временски размери од неколку минути.[64] Точната причина за овие нехомогености на густината останува отворено прашање, со можни објаснувања кои се движат од турбуленции до струјни листови.[65]

Сонди на време-просторот

[уреди | уреди извор]

Пулсарите кои кружат во заобленото време-простор околу Стрелец A*, супермасивната црна дупка во средиштето на Млечниот Пат, би можеле да послужат како сонди на гравитација во модусот на силно поле.[66] Времето на пристигнување на импулсите би било под влијание на специјалнорелативните и општорелативните Доплерови поместувања и од сложените патеки што радиобрановите би ги поминале низ силно закривеното време-простор околу црната дупка. Со цел ефектите од општата релативност да бидат мерливи со сегашните инструменти, би требало да бидат откриени пулсари со орбитални периоди помали од околу 10 години;[66] таквите пулсари би кружеле на растојанија од 0,01 парсек од Стрелец A*. Пребарувањата се во тек; во моментов, знаено е дека пет пулсари се наоѓаат на 100 парсеци од Стрелец A*.[67]

Забележувачи на гравитациски бранови

[уреди | уреди извор]

Постојат четири конзорциуми ширум светот кои користат пулсари за пребарување на гравитациски бранови: Европската низа за темпирање пулсари (ЕНТП/EPTA) во Европа, Парксната низа за темпирање пулсари (ПНТП/PPTA) во Австралија, Северноамериканската нанохерцна набљудувачница за гравитациски бранови (NANOGrav) во Канада и Соединетите Држави, и Индиската низа за темпирање пулсари (ИНТП/InPTA) во Индија. Заедно, конзорциумите ја образуваат Меѓународната низа за темпирање пулсари (МНТП/IPTA). Импулсите од милисекундните пулсари се користени како систем на галактички часовници. Пореметувањата во часовниците ќе бидат мерливи на Земјата. Пореметување од минувачки гравитациски бран ќе има посебен знак низ збирот пулсари и на тој начин ќе биде откриен.

Значајни пулсари

[уреди | уреди извор]
Пулсари во рамките на 300 парсеци[68]
Пулсирачки извор на радио Растојание
(парсеци) 		Старост
(мегагодини)
J0030+0451 244 7.580
J0108−1431 238 166
J0437−4715 156 1.590
J0633+1746 156 0,342
J0659+1414 290 0,111
J0835−4510 290 0,0113
J0453+0755 260 17.5
J1045−4509 300 6.710
J1741−2054 250 0,387
J1856−3754 161 3.76
J2144−3933 165 272
Гама-зрачни пулсари откриени од Фермиевиот гама-зрачен вселенски телескоп.

Пулсарите наведени овде биле или први откриени од неговиот тип, или претставуваат некаков краен тип меѓу познатата пулсарско население, како на пример со најкраток измерен период.

Галерија

[уреди | уреди извор]

Поврзано

[уреди | уреди извор]

Наводи

[уреди | уреди извор]
  1. ↑ Nora Roberts; D. R. Lorimer; M. Kramer (2005). Handbook of Pulsar Astronomy (illustrated, herdruk. изд.). Cambridge University Press. стр. 249. ISBN 9780521828239. Extract of page 249 Архивирано на 16 ноември 2022 г.
  2. ↑ „Definition of PULSAR“. www.merriam-webster.com. 31 мај 2023.
  3. ↑ „NASA's NICER Delivers Best-ever Pulsar Measurements, 1st Surface Map“. 11 декември 2019.
  4. ↑ Sullivan, Walter (9 февруари 1983). „Pulsar Termed Most Accurate 'Clock' in Sky“. The New York Times (англиски). Посетено на 10 септември 2024.
  5. ↑ Proudfoot, Ben (27 јули 2021). „She Changed Astronomy Forever. He Won the Nobel Prize For It - In 1967, Jocelyn Bell Burnell made an astounding discovery. But as a young woman in science, her role was overlooked“. The New York Times. Посетено на 10 септември 2024.
  6. ↑ „I Changed Astronomy Forever. He Won the Nobel Prize for It. | 'Almost Famous' by Op-Docs“. YouTube. 29 јули 2021.
  7. ↑ 7,0 7,1 Hewish, A., Bell, S. J., et al. "Observation of a Rapidly Pulsating Radio Source Архивирано на 4 август 2021 г.". Nature, том 217, 1968 (стр. 709–713).
  8. ↑ Hewish, A.; Bell, S. J.; Pilkington, J. D. H.; Scott, P. F.; Collins, R. A. (февруари 1968). „Observation of a Rapidly Pulsating Radio Source“. Nature (англиски). 217 (5130): 709–713. Bibcode:1968Natur.217..709H. doi:10.1038/217709a0. ISSN 1476-4687.
  9. ↑ Hobbs, George; Johnston, Simon; Conversation, The (28 ноември 2017). „Fifty years ago, Jocelyn Bell discovered pulsars and changed our view of the universe“. phys.org (англиски). Посетено на 10 септември 2024.
  10. ↑ Ghosh, Pranab (април 2007). Rotation and Accretion Powered Pulsars. World Scientific Series in Astronomy and Astrophysics (англиски). 10. World Scientific. стр. 2. Bibcode:2007rapp.book.....G. doi:10.1142/4806. ISBN 978-981-02-4744-7.
  11. ↑ Longair, Malcolm S. (1996). Our evolving universe. Cambridge [England] ; New York : Cambridge University Press. стр. 72. ISBN 978-0-521-55091-8.
  12. ↑ Longair, Malcolm S. (1992). High energy astrophysics (2. изд.). Cambridge New York Port Chester [etc.]: Cambridge university press. стр. 99. ISBN 978-0-521-38374-5.
  13. ↑ S. Jocelyn Bell Burnell (1977). „Little Green Men, White Dwarfs or Pulsars?“. Cosmic Search Magazine. Посетено на 10 септември 2024. (after-dinner speech with the title of Petit Four given at the Eighth Texas Symposium on Relativistic Astrophysics; first published in Annals of the New York Academy of Science, том 302, стр. 685–689, декември 1977).
  14. ↑ Bell Burnell, S. Jocelyn (23 април 2004). „So Few Pulsars, So Few Females“. Science. 304 (5670): 489. doi:10.1126/science.304.5670.489. PMID 15105461.
  15. ↑ Courtland, Rachel. "Pulsar Detected by Gamma Waves Only Архивирано на 2 јули 2015 г.". New Scientist, 17 октомври 2008.
  16. ↑ Daily Telegraph, 21/3, 5 март 1968.
  17. ↑ Baade, W.; Zwicky, F. (1934). „Remarks on Super-Novae and Cosmic Rays“ (PDF). Physical Review. 46 (1): 76. Bibcode:1934PhRv...46...76B. doi:10.1103/PhysRev.46.76.2.
  18. ↑ Woltjer, L. (1964). „X-rays and Type I Supernova Remnants“. Astrophysical Journal. 140: 1309. Bibcode:1964ApJ...140.1309W. doi:10.1086/148028.
  19. ↑ Pacini, F. (1967). „Energy Emission from a Neutron Star“. Nature. 216 (5115): 567–568. Bibcode:1967Natur.216..567P. doi:10.1038/216567a0.
  20. ↑ Gold, T. (1968). „Rotating Neutron Stars as the Origin of the Pulsating Radio Sources“. Nature. 218 (5143): 731–732. Bibcode:1968Natur.218..731G. doi:10.1038/218731a0.
  21. ↑ Comella, J. M.; Craft, H. D.; Lovelace, R. V. E.; Sutton, J. M.; Tyler, G. Leonard (февруари 1969). „Crab Nebula Pulsar NP 0532“. Nature (англиски). 221 (5179): 453–454. Bibcode:1969Natur.221..453C. doi:10.1038/221453a0. ISSN 0028-0836.
  22. ↑ Lovelace, R. V. E.; Sutton, J. M.; Salpeter, E. E. (април 1969). „Digital Search Methods for Pulsars“. Nature (англиски). 222 (5190): 231–233. Bibcode:1969Natur.222..231L. doi:10.1038/222231a0. ISSN 0028-0836.
  23. ↑ Lovelace, R. V. E.; Tyler, G. L. (2012-06-01). „On the discovery of the period of the Crab Nebular pulsar“. The Observatory. 132 (3): 186–188. Bibcode:2012Obs...132..186L. ISSN 0029-7704.
  24. ↑ Lyne & Graham-Smith, стр. 1–7 (1998).
  25. ↑ „Press Release: The Nobel Prize in Physics 1974“. 15 октомври 1974. Посетено на 10 септември 2024.
  26. ↑ Bell Burnell, S. Jocelyn. "Little Green Men, White Dwarfs, or Pulsars?" Архивирано на 7 јуни 2019 г.. Annals of the New York Academy of Science, vol. 302, pp. 685–689, Dec. 1977.
  27. ↑ Weisberg, J.M.; Nice, D.J.; Taylor, J.H. (2010). „Timing measurements of the relativistic binary pulsar 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.
  28. ↑ „Nobel Prize in Physics 1993“. Посетено на 10 септември 2024.
  29. ↑ D. Backer; Kulkarni, Shrinivas R.; Heiles, Carl; Davis, M. M.; Goss, W. M. (1982). „A millisecond pulsar“. Nature. 300 (5893): 315–318. Bibcode:1982Natur.300..615B. doi:10.1038/300615a0.
  30. ↑ 30,0 30,1 30,2 30,3 Antonelli, Marco; Montoli, Alessandro; Pizzochero, Pierre (ноември 2022), „Insights into the Physics of Neutron Star Interiors from Pulsar Glitches“, Astrophysics in the XXI Century with Compact Stars, стр. 219–281, arXiv:2301.12769, doi:10.1142/9789811220944_0007, ISBN 978-981-12-2093-7
  31. ↑ 31,0 31,1 Ikhsanov, Nazar R. (1998). „The pulsar-like white dwarf in AE Aquarii“. Astronomy and Astrophysics (англиски). 338: 521–526. Bibcode:1998A&A...338..521I.
  32. ↑ 32,0 32,1 Terada, Yukikatsu; Hayashi, Takayuki; Ishida, Manabu; Mukai, Koji; Dotani, Tadayasu; Okada, Shunsaku; Nakamura, Ryoko; Naik, Sachindra; Bamba, Aya (2008-04-25). „Suzaku Discovery of Hard X-Ray Pulsations from a Rotating Magnetized White Dwarf, AEAquarii“. Publications of the Astronomical Society of Japan (англиски). 60 (2): 387–397. arXiv:0711.2716. Bibcode:2008HEAD...10.1003T. doi:10.1093/pasj/60.2.387. ISSN 0004-6264.
  33. ↑ 33,0 33,1 Buckley, D. A. H.; Meintjes, P. J.; Potter, S. B.; Marsh, T. R.; Gänsicke, B. T. (2017-01-23). „Polarimetric evidence of a white dwarf pulsar in the binary system AR Scorpii“. Nature Astronomy (англиски). 1 (2): 0029. arXiv:1612.03185. Bibcode:2017NatAs...1E..29B. doi:10.1038/s41550-016-0029. ISSN 2397-3366.
  34. ↑ Marsh, T. R.; Gänsicke, B. T.; Hümmerich, S.; Hambsch, F.-J.; Bernhard, K.; Lloyd, C.; Breedt, E.; Stanway, E. R.; Steeghs, D. T. (септември 2016). „A radio-pulsing white dwarf binary star“. Nature. 537 (7620): 374–377. arXiv:1607.08265. Bibcode:2016Natur.537..374M. doi:10.1038/nature18620. PMID 27462808.
  35. ↑ Schwope, Axel; Marsh, R.; Standke, A.; Pelisoli, I.; Potter, S.; Buckley, D.; Munday, J.; Dhillon, V. (2023). „X-ray properties of the white dwarf pulsar eRASSU J191213.9−441044“. Astronomy and Astrophysics (англиски). 674: 387–397. arXiv:0711.2716. Bibcode:2023A&A...674L...9S. doi:10.1093/pasj/60.2.387. ISSN 0004-6264.
  36. ↑ Pelisoli, Ingrid; Marsh, T. R.; Buckley, David A. H.; Heywood, I.; Potter, Stephen B.; Schwope, Axel; Brink, Jaco; Standke, Annie; Woudt, P. A. (2023-06-15). „A 5.3-min-period pulsing white dwarf in a binary detected from radio to X-rays“. Nature Astronomy (англиски). 7 (8): 931–942. arXiv:2306.09272. Bibcode:2023NatAs...7..931P. doi:10.1038/s41550-023-01995-x. ISSN 2397-3366.
  37. ↑ Blinova, A. A.; Romanova, M. M.; Ustyugova, G. V.; Koldoba, A. V.; Lovelace, R. V. E. (2019). „Comparisons of MHD propeller model with observations of cataclysmic variable 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.
  38. ↑ Pelisoli, Ingrid; Sahu, Snehalata; Lyutikov, Maxim; Barkov, Maxim; Gänsicke, Boris T.; Brink, Jaco; Buckley, David A. H.; Potter, Stephen B.; Schwope, Axel (2024). „Unveiling the white dwarf in J191213.72 - 441045.1 through ultraviolet observations“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 527 (2): 3826–3836. arXiv:2311.05558. Bibcode:2024MNRAS.527.3826P. doi:10.1093/mnras/stad3442.
  39. ↑ Lyne, A. G.; Graham-Smith, Francis (2006). Pulsar astronomy. Cambridge astrophysics series (3rd. изд.). Cambridge: Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-83954-9. OCLC 59353151.
  40. ↑ „Pulsar Beacon Animation“. Посетено на 10 септември 2024.
  41. ↑ „Pulsars“. Посетено на 10 септември 2024.
  42. ↑ Arzoumanian, Zaven; Gendreau, Keith (December 2019). „Focus on NICER Constraints on the Dense Matter Equation of State“. The Astrophysical Journal Letters (англиски). Посетено на 10 септември 2024.
  43. ↑ Garner, Rob (11 декември 2019). „NASA's NICER Delivers Best-ever Pulsar Measurements, 1st Surface Map“. НАСА. Посетено на 10 септември 2024.
  44. ↑ 44,0 44,1 „Pulsars“. www.cv.nrao.edu. Архивирано од изворникот на 2020-11-12. Посетено на 10 септември 2024.
  45. ↑ „Old Pulsars Still Have New Tricks to Teach Us“. Staff. ЕВА. 26 јули 2006. Посетено на 10 септември 2024.
  46. ↑ (12 август 2010). "Einstein@Home 'citizen scientists' in the U.S.A. and Germany discover a new pulsar in Arecibo telescope data". Соопштение за печат. – Background material on "disrupted recycled pulsar" PSR J2007+2722.
  47. ↑ „Voyager – The Spacecraft“. voyager.jpl.nasa.gov.
  48. ↑ Marissa Cevallos, Science News, "How to Use a Pulsar to Find Starbucks" Архивирано на 31 јули 2012 г., Discovery News, 24 ноември 2010.
  49. ↑ Angelo Tartaglia; Matteo Luca Ruggiero; Emiliano Capolongo (2011). „A null frame for spacetime positioning by means of pulsating sources“. Advances in Space Research. 47 (4): 645–653. arXiv:1001.1068. Bibcode:2011AdSpR..47..645T. doi:10.1016/j.asr.2010.10.023.
  50. ↑ Commissariat, Tushna (4 јуни 2014). „Pulsars map the way for space missions“. Physics World.
  51. ↑ „An Interplanetary GPS Using Pulsar Signals“. MIT Technology Review. 23 мај 2013. Архивирано од изворникот на 29 ноември 2014. Посетено на 10 септември 2024.
  52. ↑ Becker, Werner; Bernhardt, Mike G.; Jessner, Axel (2013). „Autonomous Spacecraft Navigation With Pulsars“. Acta Futura. 7 (7): 11–28. arXiv:1305.4842. Bibcode:2013AcFut...7...11B. doi:10.2420/AF07.2013.11.
  53. ↑ Witze, Alexandra (2018). „NASA test proves pulsars can function as a celestial GPS“. Nature. 553 (7688): 261–262. Bibcode:2018Natur.553..261W. doi:10.1038/d41586-018-00478-8.
  54. ↑ John G. Hartnett; Andre Luiten (2011). „Colloquium: Comparison of Astrophysical and Terrestrial Frequency Standards“. Reviews of Modern Physics. 83 (1): 1–9. arXiv:1004.0115. Bibcode:2011RvMP...83....1H. doi:10.1103/RevModPhys.83.1.
  55. ↑ Matsakis, D. N.; Taylor, J. H.; Eubanks, T. M. (1997). „A Statistic for Describing Pulsar and Clock Stabilities“ (PDF). Astronomy and Astrophysics. 326: 924–928. Bibcode:1997A&A...326..924M. Архивирано од изворникот (PDF) на 2011-07-25. Посетено на 10 септември 2024.
  56. ↑ Backer, Don (1984). „The 1.5 Millisecond Pulsar“. Annals of the New York Academy of Sciences. 422 (Eleventh Texas Symposium on Relativistic Astrophysics): 180–181. Bibcode:1984NYASA.422..180B. doi:10.1111/j.1749-6632.1984.tb23351.x. Архивирано од изворникот на 2013-01-05. Посетено на 10 септември 2024.
  57. ↑ „World's most accurate clock to be built in Gdańsk“. Polska Agencja Prasowa. 2010. Посетено на 10 септември 2024.[мртва врска][мртва врска]
  58. ↑ „African Skies 4 – Radio Pulsar Glitch Studies“.
  59. ↑ „Pulsar timing irregularities reveals hidden gravitational-wave background“. Physics World (англиски). 2023-06-29. Посетено на 10 септември 2024.
  60. ↑ Antonelli, Marco; Basu, Avishek; Haskell, Brynmor (2023-02-07). „Stochastic processes for pulsar timing noise: fluctuations in the internal and external torques“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 520 (2): 2813–2828. arXiv:2206.10416. doi:10.1093/mnras/stad256. ISSN 0035-8711.
  61. ↑ Ferrière, Katia (2001). „The Interstellar Environment of Our Galaxy“. Reviews of Modern Physics. 73 (4): 1031–1066. arXiv:astro-ph/0106359. Bibcode:2001RvMP...73.1031F. doi:10.1103/RevModPhys.73.1031.
  62. ↑ Taylor, J. H.; Cordes, J. M. (1993). „Pulsar Distances and the Galactic Distribution of Free Electrons“. Astrophysical Journal. 411: 674. Bibcode:1993ApJ...411..674T. doi:10.1086/172870.
  63. ↑ Rickett, Barney J. (1990). „Radio Propagation Through the Turbulent Interstellar Plasma“. Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 28: 561–605. Bibcode:1990ARA&A..28..561R. doi:10.1146/annurev.aa.28.090190.003021.
  64. ↑ Rickett, Barney J.; Lyne, Andrew G.; Gupta, Yashwant (1997). „Interstellar Fringes from Pulsar B0834+06“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 287 (4): 739–752. Bibcode:1997MNRAS.287..739R. doi:10.1093/mnras/287.4.739.
  65. ↑ Pen, Ue-Li; Levin, Yuri (2014). „Pulsar scintillations from corrugated reconnection sheets in the interstellar medium“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 442 (4): 3338–3346. arXiv:1302.1897. doi:10.1093/mnras/stu1020.
  66. ↑ 66,0 66,1 Angelil, R.; Saha, P.; Merritt, D. (2010). „Towards relativistic orbit fitting of Galactic center stars and pulsars“. The Astrophysical Journal. 720 (2): 1303–1310. arXiv:1007.0007. Bibcode:2010ApJ...720.1303A. doi:10.1088/0004-637X/720/2/1303.
  67. ↑ Deneva, J. S.; Cordes, J. M.; Lazio, T. J. W. (2009). „Discovery of Three Pulsars from a Galactic Center Pulsar Population“. The Astrophysical Journal Letters. 702 (2): L177–182. arXiv:0908.1331. Bibcode:2009ApJ...702L.177D. doi:10.1088/0004-637X/702/2/L177.
  68. ↑ Abt, Helmut A. (мај 2011). „The Age of the Local Interstellar Bubble“. The Astronomical Journal. 141 (5): 165. Bibcode:2011AJ....141..165A. doi:10.1088/0004-6256/141/5/165.
  69. ↑ Buckley, D. A. H.; Meintjes, P. J.; Potter, S. B.; Marsh, T. R.; Gänsicke, B. T. (2017-01-23). „Polarimetric evidence of a white dwarf pulsar in the binary system AR Scorpii“. Nature Astronomy. 1 (2): 0029. arXiv:1612.03185. Bibcode:2017NatAs...1E..29B. doi:10.1038/s41550-016-0029. ISSN 2397-3366.
  70. ↑ O'Brien, Tim. „Part-time pulsar yields new insight into inner workings of cosmic clocks | Jodrell Bank Centre for Astrophysics“. www.jb.man.ac.uk (англиски). Посетено на 23 July 2017.
  71. ↑ Kong, Ling-Da; Zhang, Shu; Zhang, Shuang-Nan; Ji, Long; Doroshenko, Victor; Santangelo, Andrea; Chen, Yu-Peng; Lu, Fang-Jun; Ge, Ming-Yu (2022-07-01). „Insight-HXMT Discovery of the Highest-energy CRSF from the First Galactic Ultraluminous X-Ray Pulsar Swift J0243.6+6124“. The Astrophysical Journal Letters. 933 (1): L3. arXiv:2206.04283. Bibcode:2022ApJ...933L...3K. doi:10.3847/2041-8213/ac7711. ISSN 2041-8205.
  72. ↑ „Astronomers measure strongest magnetic field ever detected“. New Atlas (англиски). 2022-07-15. Посетено на 10 септември 2024.
  73. ↑ Croswell, Ken (2022-07-22). „The heaviest neutron star on record is 2.35 times the mass of the sun“. Science News (англиски). Посетено на 10 септември 2024.
  74. ↑ Romani, Roger W.; Kandel, D.; Filippenko, Alexei V.; Brink, Thomas G.; Zheng, WeiKang (2022-07-11). „PSR J0952−0607: The Fastest and Heaviest Known Galactic Neutron Star“. The Astrophysical Journal Letters. 934 (2): L17. arXiv:2207.05124. Bibcode:2022ApJ...934L..17R. doi:10.3847/2041-8213/ac8007.
  75. ↑ Champion, David J.; Ransom, S. M.; Lazarus, P.; Camilo, F.; Bassa, C.; Kaspi, V. M.; Nice, D. J.; Freire, P. C. C.; Stairs, I. H. (2008). „An Eccentric Binary Millisecond Pulsar in the Galactic Plane“. Science. 320 (5881): 1309–1312. arXiv:0805.2396. Bibcode:2008Sci...320.1309C. doi:10.1126/science.1157580. PMID 18483399.CS1-одржување: display-автори (link)
  76. ↑ Knispel, B.; Allen, B; Cordes, JM; Deneva, JS; Anderson, D; Aulbert, C; Bhat, ND; Bock, O; и др. (2010). „Pulsar Discovery by Global Volunteer Computing“. Science. 329 (5997): 1305. arXiv:1008.2172. Bibcode:2010Sci...329.1305K. doi:10.1126/science.1195253. PMID 20705813.
  77. ↑ Pletsch, H. J.; Guillemot; Fehrmann, H.; Allen, B.; Kramer, M.; Aulbert, C.; Ackermann, M.; Ajello, M.; De Angelis, A. (2012). „Binary millisecond pulsar discovery via gamma-ray pulsations“. Science. 338 (6112): 1314–1317. arXiv:1211.1385. Bibcode:2012Sci...338.1314P. doi:10.1126/science.1229054. PMID 23112297.CS1-одржување: display-автори (link)

Дополнителна книжевност

[уреди | уреди извор]

Надворешни врски

[уреди | уреди извор]
Пулсирачки
Кефеиди и
кефеидни
Синобели со
зачеточен спектар
Долгопериодични
Други
Избувни
Протоѕвезда и ПГН
Џинови и
суперџинови
Избувна двојна ѕвезда
Други
Катаклизмични
Вртечки
Несферни
Ѕвездени дамки
Магнетни полиња
Еклиптички
Нормативна контрола
Преземено од „https://mk.wikipedia.org/w/index.php?title=Пулсар&oldid=5273849“