YaChudo

Пульсар

Переглядів: 0. Оновлено 06.11.2026.

Пульсація інтенсивності гамма-променів від пульсара Вітрил.
PSR B1509-58 — рентгенівське випромінювання, зняте обсерваторією Чандра, показане золотим; інфрачервоне випромінювання, зняте WISE, показане червоним, зеленим та блакитним.

Пульсар (від пульс та -ар як квазар)[1] — нейтронна зоря, яка обертається та має потужне магнітне поле, і тому є космічним джерелом електромагнітного випромінювання з магнітних полюсів[2]. Якщо промені з магнітних полюсів спрямовані на Землю, це випромінення може реєструватись на Землі у вигляді імпульсів — сплесків, які періодично повторюються (схоже на те, як світло від ліхтаря маяка можна побачити лише коли воно спрямовано у напрямку спостерігача).

Перший пульсар відкрили Джоселін Белл і Ентоні Г'юїш 1967 року.

Нейтронні зорі дуже щільні та мають короткі, правильні періоди обертання. Це створює дуже регулярні точні інтервали між імпульсами, які можуть тривати від мілісекунд до секунд у окремих пульсарів. Періоди пульсарів роблять їх зручним інструментом для астрономів. Спостереження пульсара в бінарній системі нейтронних зір використано для непрямого підтвердження існування гравітаційного випромінення.

Історія

Відкриття

Діаграма, на якій Джоселін Белл вперше розпізнала випромінювання пульсара, виставлена в бібліотеці Кембриджського університету

Перші сигнали від пульсара (тепер відомого як PSR B1919+21) виявила Джоселін Белл під час аналізу даних, записаних 6 серпня 1967 року на збудованому за її участю й нещодавно введеному в експлуатацію радіотелескопі IPS Array. Спочатку її науковий керівник і розробник телескопа Ентоні Г'юїш відкинув спостережувані сигнали як електромагнітні завади[3][4], однак той факт, що сигнали завжди з'являлися на тому ж самому схиленні та прямому піднесенні, незабаром виключив їхнє земне походження[5]. 28 листопада 1967 року Белл і Г'юїш, використовуючи швидкий стрічковий самописець, визначили, що сигнал має незвичну структуру — вен складається з серії імпульсів, регулярно повторюваних кожні 1,337 секунди[6].

Белл і Г'юїшу спала на думку ідея, що цей пульсуючий радіосигнал міг бути посланим позаземною цивілізацією[7]. Хоча вони й не вірили в цю гіпотезу, вони жартома назвали сигнал LGM-1, скорочення від англ. little green men, «маленькі зелені чоловічки»[8]. 21 грудня Белл виявила другий пульсар в іншій частині неба, остаточно спростувавши припущення про штучне походження сигналу[9][10][11][12][13].

Слово «пульсар» вперше з'явилося в друку в 1968 році, — в словах Г'юїша, процитованих газетою «Дейлі телеграф»[14].

У 1974 році Ентоні Г'юіш за свій внесок в радіоастрономію отримав Нобелівську премію з фізики. У пресрелізі Королівська академія наук Швеції відзначила, що Г'юіш зіграв «вирішальну роль у відкритті пульсарів»[15]. Значні суперечки виникли у зв'язку з тим, що Г'юіш отримав премію, а його аспірантка Белл, яка зробила перше відкриття, — ні. Сама Белл не висловлює жалю з цього приводу й підтримує рішення Нобелівського комітету[16].

Пояснення механізму

Композитне оптичне і рентгенівське зображення Крабоподібної туманності, на якому видно синхротронне випромінювання в навколишній пульсарній туманності, що живиться магнітними полями і частинками від центрального пульсара.

Існування нейтронних зір вперше запропонували Вальтер Бааде та Фріц Цвіккі 1934 року. Вони стверджували, що маленька щільна зоря, яка складається переважно з нейтронів, може утворюватися в результаті вибуху наднової[17]. Спираючись на ідею збереження магнітного потоку зір головної послідовності, Лодевейк Волтʼєр 1964 року припустив, що такі нейтронні зорі можуть мати магнітні поля величиною від 1014 до 1016 Гс (1010 до 1012 Тл)[18]. У 1967 році, незадовго до відкриття пульсарів, Франко Пачіні припустив, що обертова нейтронна зоря з магнітним полем буде випромінювати, і навіть зазначив, що цією енергією може підживлюватися залишок наднової навколо нейтронної зорі, такий як Крабоподібна туманність[19].

Після відкриття першого пульсара Томас Голд незалежно запропонував модель обертової нейтронної зорі, схожу на модель Пачіні, і прямо стверджував, що ця модель може пояснити імпульсне випромінювання, яке спостерігали Белл і Г'юїш[20]. У 1968 році Річард Лавлейс із співробітниками відкрив період P ≈ 33 {\displaystyle P\approx 33}  мс пульсара Крабоподібної туманності за допомогою обсерваторії Аресібо[21][22]. Відкриття пульсара Крабоподібної туманності підтвердило модель пульсарів як обертових нейтронних зір[23]. Період імпульсів пульсара Крабоподібної туманності тривалістю 33 мілісекунди був занадто коротким, щоб відповідати іншим запропонованим моделям випромінювання пульсара. Крім того, Крабоподібний пульсар названий так тому, що він розташований у центрі Крабоподібної туманності, відповідно до передбачення Бааде та Цвікі 1933 року[24].

Подальші дослідження

Дві планети, що обертаються навколо пульсара PSR B1257+12, в уяві художника.

У 1974 році Джозеф Тейлор і Рассел Галс виявили PSR B1913+16, — перший відомий пульсар, який входив у подвійну систему, обертаючись навколо іншої нейтронної зорі з орбітальним періодом всього вісім годин. Загальна теорія відносності Ейнштейна передбачає, що ця система повинна випромінювати потужні гравітаційні хвилі, і втрати енергії на гравітаційне випромінювання мають призводити до стиснення орбіти. Спостереження за пульсаром незабаром підтвердили це передбачення, надавши перші в історії докази існування гравітаційних хвиль[25]. У 1993 році Нобелівська премія з фізики була присуджена Тейлору і Галсу за відкриття цього пульсара[26].

У 1992 році Александер Вольщан відкрив перші позасонячні планети навколо пульсара PSR B1257+12 — раніше, ніж перші екзопланети були знайдені біля сонцеподібних зір.

У 2016 році зоря AR Скорпіона стала першим пульсаром, в якому компактний об'єкт виявився не нейтронною зорею, а білим карликом[27]. Період радіоімпульсів складав 1,97 хвилини, — набагато довше, ніж у нейтронних зір[28], але джерелом енергії, як і для нейтронних зір, слугувало сповільнення обертання сильно намагніченої зорі[27].

Багаторічні спостереження за масивом таймінгу пульсарів дозволили в 2023 році вперше виявити гравітаційно-хвильовий фон[29].

Утворення, механізм випромінювання, згасання

Схематичне зображення пульсара. Сфера в центрі — нейтронна зоря, криві лінії показують лінії магнітного поля, блакитні конуси — пучки випромінювання, зелена лінія — вісь обертання зорі.

Утворення пульсара починається тоді, коли ядро масивної зорі стискається під час вибуху наднової, унаслідок чого воно колапсує в нейтронну зорю. Нейтронна зоря зберігає більшу частину свого кутового моменту, і через те, що вона в багато разів менша за радіусом за свою зорю-попередницю, вона утворюється з дуже високою кутовою швидкістю. Уздовж магнітної осі пульсара випромінюється пучок випромінювання, який обертається разом із нейтронною зорею. Магнітна вісь пульсара визначає напрямок електромагнітного пучка, причому вона не обов'язково збігається з віссю обертання. Така розбіжність напрямків призводить до того, що пучок спостерігається один раз на нейтронної зорі, що й утворює пульсуюче випромінювання.

В пульсарів, що живляться обертанням (англ. rotation-powered) пучок виникає внаслідок обертальної кінетичної енергії нейтронної зорі, яка створює електричне поле та дуже сильне магнітне поле. Це призводить до прискорення протонів і електронів на поверхні зорі та формування електромагнітного пучка, що виходить із полюсів магнітного поля[30][31]. Обертання пульсара з часом сповільнюється через втрату енергії у вигляді електромагнітного випромінювання. Коли період обертання стає достатньо великим, механізм радіопульсара вимикається. Це відбувається приблизно через 10–100 мільйонів років, тому з усіх нейтронних зір, що утворилися за 13,6 мільярда років існування Всесвіту, близько 99 % уже не пульсують[32].

Хоча загальна картина пульсарів як швидкообертових нейтронних зір широко прийнята, Вернер Беккер з Інституту позаземної фізики Товариства Макса Планка у 2006 році зазначив: «Теорія того, як пульсари випромінюють своє випромінювання, досі перебуває на ранній стадії розвитку, навіть після майже сорока років досліджень»[33].

Пульсароподібні білі карлики

Білі карлики також можуть проявляти властивості пульсарів. Однак через значно більший момент інерції порівняно з нейтронними зорями такі пульсари обертаються значно повільніше — один оберт триває кілька хвилин, тоді як у нейтронних зір обертання значно швидше.

Станом на 2025 рік ідентифіковано три білі карлики з пульсароподібними властивостями.

  • 1998 року Назар Іхсанов показав, що білий карлик у подвійній системі AE Водолія поводиться як радіопульсар[34]. У 2008 році це підтвердили відкриттям рентгенівських пульсацій[35], які показали, що цей білий карлик є не лише радіопульсаром, а й рентгенівським пульсаром.
  • 2016 року білий карлик у подвійній системі AR Скорпіона ідентифікували як пульсар[27][36]. Система демонструє сильні пульсації в діапазоні від ультрафіолетового до радіовипромінювання, які черпають енергію з уповільнення обертання сильно намагніченого білого карлика[27].
  • 2023 року припустили, що білий карлик eRASSU J191213.9−441044 поводиться як пульсар як у радіо-, так і в рентгенівському діапазоні[37][38].

Номенклатура

Спочатку пульсари позначали літерами обсерваторії, що їх відкрила, з подальшим зазначенням їхнього прямого піднесення в годинах і хвилинах (наприклад, CP 1919 — скорочення від «Cambridge Pulsar»). Зі збільшенням кількості відкритих пульсарів така система стала незручною, тому запровадили позначення PSR (від «Pulsating Source of Radio») із додаванням прямого піднесення пульсара та градусів схилення (наприклад, PSR 0531+21), інколи зі схиленням до десятих часток градуса (наприклад, PSR 1913+16.7). Якщо пульсари розташовані дуже близько один до одного, до позначення додають літери (наприклад, PSR 0021−72C і PSR 0021−72D).

У сучасній нотації до старих позначень додають префікс B (наприклад, PSR B1919+21), що означає використання координат епохи 1950.0. Усі нові пульсари мають префікс J, який відповідає координатам епохи 2000.0, а також містять мінути в значенні схилення (наприклад, PSR J1921+2153). Для пульсарів, відкритих до 1993 року, зазвичай зберігають позначення з літерою B, і не переходять на J (наприклад, PSR J1921+2153 частіше відомий як PSR B1919+21). Нещодавно відкриті пульсари мають лише J-позначення (наприклад, PSR J0437−4715). Усі пульсари мають J-позначення, яке точніше визначає їхні координати на небі[39].

Класифікація

Різновиди нейтронних зір

Залежно від джерела енергії випромінювання розрізняють три основні класи пульсарів:

Хоча всі три класи об'єктів є нейтронними зорями, їхні спостережувані властивості та фізичні процеси суттєво відрізняються. Водночас між ними існують певні зв'язки. Наприклад, рентгенівські пульсари, ймовірно, є старими пульсарами, що живляться обертанням, які вже втратили більшу частину своєї енергії і знову стали помітними після того, як їхні компаньйони в подвійних системах розширилися й почали передавати речовину на нейтронну зорю.

Процес акреції може передавати достатній момент імпульсу нейтронній зорі, перетворюючи її на швидко обертовий мілісекундний пульсар. Коли речовина падає на нейтронну зорю, вона, ймовірно, «екранує» її магнітне поле (хоча деталі цього процесу залишаються неясними), унаслідок чого мілісекундні пульсари мають магнітні поля у 1000–10 000 разів слабші, ніж у звичайних пульсарів. Таке слабке поле менш ефективно гальмує обертання, тому мілісекундні пульсари можуть існувати мільярди років і є найстарішими відомими пульсарами. Мілісекундні пульсари спостерігають у кулястих скупченнях, де утворення нейтронних зір припинилося мільярди років тому[32].

Для дослідження стану речовини в нейтронних зорях важливі глітчі — раптові зміни швидкості обертання[40]. Загалом швидкість обертання пульсарів зменшується повільно й рівномірно, але іноді відбуваються раптові стрибки, відомі як «глітчі». Одна з моделей пояснює їх як наслідок «зоретрусів», що змінюють кору нейтронної зорі. Інші моделі пов'язують глітчі з перебудовою надпровідної внутрішньої частини зорі. В обох випадках змінюється момент інерції зорі, але її кутовий момент залишається сталим, що й призводить до зміни швидкості обертання[40].

Залежно від того, в якому діапазоні спостерігають пульсари, їх поділяють на радіопульсари й рентгенівські пульсари, хоча в деяких пульсарів виявлено випромінювання і в інших ділянках спектра. Найбільше пульсарів спостерігають у радіодіапазоні[41]. Навколо молодих радіопульсарів спостерігають плеріони[42]. Із часом період радіопульсара збільшується, а потужність випромінювання спадає, плеріони перетворюються на залики оболонкового типу[43].

Застосування в науці й техніці

Відкриття пульсарів дало астрономам змогу дослідити об'єкт, який раніше не спостерігали, — нейтронну зорю. Саме в таких об'єктах можна вивчати поведінку речовини за ядерної густини. Крім того, мілісекундні пульсари дали змогу перевірити загальну теорію відносності в умовах сильного гравітаційного поля.

Карти

Відносне положення Сонця щодо центру Галактики Чумацький Шлях і 14 пульсарів із зазначенням їхніх періодів на пластинці «Піонера»

Карти пульсарів розміщено на двох пластинках «Піонера», а також на золотому диску «Вояджера». Вони показують положення Сонця відносно 14 пульсарів, які ідентифікують за унікальними інтервалами їхніх електромагнітних імпульсів. Вони могли б допомогти гіпотетичним позаземним розумним істотам визначити положення Землі як у просторі, так і в часі[44]. Оскільки пульсари випромінюють дуже регулярні радіоімпульси, їхні сигнали не потребують щоденних поправок. Крім того, за допомогою пульсарів можна створити автономну систему навігації космічних апаратів або використовувати її разом із супутниковою навігацією[45][46].

Пульсарна навігація

Навігація на основі рентгенівського випромінювання пульсарів або просто «пульсарна навігація» — це метод навігації, у якому періодичні сигнали рентгенівського випромінювання від пульсарів використовують для визначення положення апарата, наприклад космічного корабля в далекому космосі. Апарат, що застосовує пульсарну навігацію, порівнює отримані сигнали з базою даних відомих частот і координат пульсарів. Подібно до GPS, це дає змогу визначити положення з точністю до ±5 км. Перевага використання рентгенівського випромінювання над радіохвилями полягає в тому, що рентгенівські телескопи можна зробити меншими й легшими[47][48][49]. 2018 року повідомили про експериментальну демонстрацію методу[50].

Точні годинники

Загалом регулярність випромінювання пульсарів поступається стабільності атомних годинників[51]. Проте їх можна використовувати як зовнішній еталон[52]. Наприклад, J0437−4715 має період 0,005757451936712637 с із похибкою 1,7×10−17 с. Така стабільність дає змогу використовувати мілісекундні пульсари для визначення ефемеридного часу[53] або для створення пульсарних годинників[54].

Шум таймінгу — це назва нерегулярностей обертання, які спостерігають у всіх пульсарів. Він проявляється як випадкові зміни частоти або фази імпульсів[55]. Наразі невідомо, чи пов'язаний цей шум із глітчами пульсарів. Згідно з дослідженням, опублікованим у 2023 році[56], вважають, що шум таймінгу зумовлюють фонові гравітаційні хвилі. Крім того, шум можуть спричиняти як зміни у внутрішній структурі пульсара (пов'язані з наявністю надплинності або турбулентності) або з зовнішніми моментами сил (через магнітосферну активність)[57].

Дослідження міжзоряного середовища

Випромінювання пульсарів дорогою до Землі проходить крізь міжзоряне середовище, і на нього впливають вільні електрони як у теплому (8000 K) іонізованому компоненті міжзоряного середовища, так і в зонах H II. Зміни, що виникають у випромінюванні пульсара, дають змогу ефективно досліджувати саме міжзоряне середовище[58].

Через дисперсійні властивості міжзоряної плазми радіохвилі нижчих частот поширюються повільніше, ніж хвилі вищих частот. Унаслідок цього виникає затримка приходу імпульсів на різних частотах, яку безпосередньо вимірюють як міру дисперсії імпульсу. Міра дисперсії дорівнює повній поверхневій густині вільних електронів між спостерігачем і пульсаром:

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

де D {\displaystyle D}  — відстань від пульсара до спостерігача, а n e {\displaystyle n_{e}}  — густина електронів в міжзоряному середовищі. Міру дисперсії використовують для побудови моделей розподілу вільних електронів у Чумацькому Шляху[59].

Крім того, неоднорідності густини в міжзоряному середовищі спричиняють розсіяння радіохвиль пульсара. Виникаюча сцинтиляція радіохвиль — аналог мерехтіння зір у видимому світлі, зумовленого варіаціями густини в атмосфері Землі — дає змогу відтворювати інформацію про дрібномасштабні неоднорідності в міжзоряному середовищі[60]. Через високу швидкість (до кількох сотень км/с) багатьох пульсарів один пульсар швидко «сканує» міжзоряне середовище, унаслідок чого картина сцинтиляції змінюється за час порядку кількох хвилин[61]. Точна причина цих неоднорідностей густини залишається відкритим питанням; серед можливих пояснень — турбулентність і струмові шари[62].

Детектори гравітаційних хвиль

У світі існують чотири консорціуми, які використовують пульсари для пошуку гравітаційних хвиль: Європейський масив таймінгу пульсарів, Масив таймінгу пульсарів Паркса в Австралії, NANOGrav у Канаді та США, а також Індійський масив таймінгу пульсарів. Разом ці консорціуми утворюють Міжнародний масив таймінгу пульсарів. Імпульси від мілісекундних пульсарів використовують як систему галактичних годинників. Збурення в цих «годинниках» можна виміряти на Землі. Проходження гравітаційної хвилі залишає характерний сигнал у всій сукупності пульсарів, що й дає змогу її виявити.

Відомі пульсари

Пульсари в межах 300 пк[63]
PSR Відстань
(пк)		 Вік
(млн років)
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
Гамма-пульсари, виявлені за допомогою космічного гамма-телескопа Фермі.

Наведені тут пульсари або були першими відкритими представниками свого типу, або демонструють екстремальні властивості серед відомої популяції пульсарів, наприклад мають найкоротший виміряний період.

  • Перший радіопульсар CP 1919 (нині відомий як PSR B1919+21) з періодом імпульсів 1,337 секунди та шириною імпульсу 0,04 секунди відкрили 1967 року[5].
  • Перший подвійний пульсар, пульсар Галса — Тейлора (PSR 1913+16), орбіта якого зменшується через випромінювання гравітаційного випромінювання саме з тією швидкістю, яку передбачає загальна теорія відносності.
  • Найяскравіший радіопульсар — пульсар Вітрил.
  • Перший мілісекундний пульсар — PSR B1937+21.
  • Найяскравіший мілісекундний пульсар — PSR J0437−4715.
  • Перший рентгенівський пульсар — Центавр X-3.
  • Перший акреційний мілісекундний рентгенівський пульсар — SAX J1808.4−3658.
  • Перший пульсар із планетами — Ліч (PSR B1257+12).
  • Перший пульсар, на який зафіксовано падіння астероїдів — PSR J0738−4042.
  • Перша подвійна система з двох пульсарів — PSR J0737−3039.
  • Пульсар із найкоротшим періодом — PSR J1748−2446ad з періодом ~0,0014 секунди (716 обертів на секунду).
  • Пульсар нейтронної зорі з найдовшим періодом — PSR J0901−4046 з періодом 75,9 секунди.
  • Пульсар із найдовшим періодом — 118,2 секунди, а також один із небагатьох відомих пульсароподібних білих карликів — AR Скорпіона[27].
  • Перший пульсароподібний білий карлик — AE Водолія[34][64].
  • Пульсар із найстабільнішим періодом — PSR J0437−4715.
  • Перший мілісекундний пульсар із двома зоряними компаньйонами — PSR J0337+1715.
  • PSR J1841−0500 припиняв випромінювання на 580 днів — один із лише двох відомих пульсарів, що зупинялися більш ніж на кілька хвилин.
  • PSR B1931+24 має циклічну поведінку: випромінює приблизно тиждень, а потім «мовчить» близько місяця[65]. Один із лише двох відомих пульсарів, що припиняли випромінювання більш ніж на кілька хвилин.
  • Swift J0243.6+6124 — пульсар з найсильнішим магнітним полем 1,6×1013 Гс[66][67].
  • PSR J0952–0607 — наймасивніший пульсар із масою 2,35+0,17
    −0,17     M☉[68][69].
  • PSR J1903+0327 — пульсар із періодом ~2,15 мс, який перебуває на дуже ексцентричній орбіті в системі подвійної зорі з сонцеподібним компаньйоном[70].
  • PSR J2007+2722 — ізольований «перероблений» пульсар із частотою 40,8 Гц; перший пульсар, який знайшли волонтери на даних, проаналізованих у межах проєкту розподілених обчислень Einstein@Home[71].
  • PSR J1311−3430 — перший мілісекундний пульсар, відкритий за гамма-імпульсами, і компонент подвійної системи з найкоротшим орбітальним періодом[72].

Див. також

Примітки

  1. ↑ Definition of PULSAR. www.merriam-webster.com.
  2. ↑ Jeanette Kazmierczak (DEC 12, 2019). NASA's NICER Delivers Best-ever Pulsar Measurements, 1st Surface Map. Процитовано 15 жовтня 2023.
  3. ↑ Proudfoot, Ben (27 липня 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. Процитовано 27 липня 2021.
  4. ↑ I Changed Astronomy Forever. He Won the Nobel Prize for It. | 'Almost Famous' by Op-Docs. YouTube.
  5. ↑ а б Hewish, A., Bell, S. J., et al. «Observation of a Rapidly Pulsating Radio Source [Архівовано 2021-08-04 у Wayback Machine.]». Nature, Volume 217, 1968 (pp. 709—713).
  6. ↑ Hewish, A.; Bell, S. J.; Pilkington, J. D. H.; Scott, P. F.; Collins, R. A. (Лютий 1968). Observation of a Rapidly Pulsating Radio Source. Nature (англ.). 217 (5130): 709—713. Bibcode:1968Natur.217..709H. doi:10.1038/217709a0. ISSN 1476-4687.
  7. ↑ S. Jocelyn Bell Burnell (1977). Little Green Men, White Dwarfs or Pulsars?. Cosmic Search Magazine. Процитовано 30 січня 2008. (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, vol. 302, pp. 685–689, Dec. 1977).
  8. ↑ This Month in Physics History: February 1968: Discovery of pulsars announced. www.aps.org.
  9. ↑ Hobbs, George; Johnston, Simon; Conversation, The (28 листопада 2017). Fifty years ago, Jocelyn Bell discovered pulsars and changed our view of the universe. phys.org (англ.). Процитовано 4 серпня 2021.
  10. ↑ Pranab Ghosh, Rotation and accretion powered pulsars. World Scientific, 2007, p. 2.
  11. ↑ M. S. Longair, Our evolving universe. CUP Archive, 1996, p. 72.
  12. ↑ M. S. Longair, High energy astrophysics, Volume 2. Cambridge University Press, 1994, p. 99.
  13. ↑ Bell Burnell, S. Jocelyn (23 квітня 2004). So Few Pulsars, So Few Females. Science. 304 (5670): 489. doi:10.1126/science.304.5670.489. PMID 15105461.
  14. ↑ Daily Telegraph, 21/3, 5 March 1968.
  15. ↑ Press Release: The Nobel Prize in Physics 1974. 15 жовтня 1974. Процитовано 19 січня 2014.
  16. ↑ Bell Burnell, S. Jocelyn. "Little Green Men, White Dwarfs, or Pulsars?" [Архівовано 2019-06-07 у Wayback Machine.]. Annals of the New York Academy of Science, vol. 302, pp. 685–689, Dec. 1977.
  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 (Лютий 1969). Crab Nebula Pulsar NP 0532. Nature (англ.). 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. (Квітень 1969). Digital Search Methods for Pulsars. Nature (англ.). 222 (5190): 231—233. Bibcode:1969Natur.222..231L. doi:10.1038/222231a0. ISSN 0028-0836.
  23. ↑ Lovelace, R. V. E.; Tyler, G. L. (1 червня 2012). 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, pp. 1–7 (1998).
  25. ↑ 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.
  26. ↑ Nobel Prize in Physics 1993. Процитовано 7 січня 2010.
  27. ↑ а б в г д Buckley, D. A. H.; Meintjes, P. J.; Potter, S. B.; Marsh, T. R.; Gänsicke, B. T. (23 січня 2017). Polarimetric evidence of a white dwarf pulsar in the binary system AR Scorpii. Nature Astronomy (англ.). 1 (2): 0029. arXiv:1612.03185. Bibcode:2017NatAs...1E..29B. doi:10.1038/s41550-016-0029. ISSN 2397-3366. S2CID 15683792.
  28. ↑ Marsh, T. R.; Gänsicke, B. T.; Hümmerich, S.; Hambsch, F.-J.; Bernhard, K.; Lloyd, C.; Breedt, E.; Stanway, E. R.; Steeghs, D. T. (Вересень 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.
  29. ↑ 15 Years of Radio Data Reveals Evidence of Spacetime Murmur. NASA Jet Propulsion Laboratory. Процитовано 30 червня 2023.
  30. ↑ Pulsar Beacon Animation. Архів оригіналу за 1 травня 2003. Процитовано 3 квітня 2010.
  31. ↑ Pulsars. Процитовано 3 квітня 2010.
  32. ↑ а б Pulsars. www.cv.nrao.edu. Архів оригіналу за 12 листопада 2020. Процитовано 15 вересня 2018.
  33. ↑ Old Pulsars Still Have New Tricks to Teach Us. Staff. ESA. 26 липня 2006. Процитовано 30 квітня 2013.
  34. ↑ а б Ikhsanov, Nazar R. (1998). The pulsar-like white dwarf in AE Aquarii. Astronomy and Astrophysics (англ.). 338: 521—526. Bibcode:1998A&A...338..521I.
  35. ↑ Terada, Yukikatsu; Hayashi, Takayuki; Ishida, Manabu; Mukai, Koji; Dotani, Tadayasu; Okada, Shunsaku; Nakamura, Ryoko; Naik, Sachindra; Bamba, Aya; Makishima, Kazuo (25 квітня 2008). Suzaku Discovery of Hard X-Ray Pulsations from a Rotating Magnetized White Dwarf, AEAquarii. Publications of the Astronomical Society of Japan (англ.). 60 (2): 387—397. arXiv:0711.2716. Bibcode:2008HEAD...10.1003T. doi:10.1093/pasj/60.2.387. ISSN 0004-6264.
  36. ↑ Marsh, T. R.; Gänsicke, B. T.; Hümmerich, S.; Hambsch, F.-J.; Bernhard, K.; Lloyd, C.; Breedt, E.; Stanway, E. R.; Steeghs, D. T. (Вересень 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. S2CID 4451512.
  37. ↑ 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 (англ.). 674: 387—397. arXiv:0711.2716. Bibcode:2023A&A...674L...9S. doi:10.1093/pasj/60.2.387. ISSN 0004-6264.
  38. ↑ Pelisoli, Ingrid; Marsh, T. R.; Buckley, David A. H.; Heywood, I.; Potter, Stephen B.; Schwope, Axel; Brink, Jaco; Standke, Annie; Woudt, P. A.; Parsons, S. G.; Green, M. J.; Kepler, S. O.; Munday, James; Romero, A. D.; Breedt, E. (15 червня 2023). A 5.3-min-period pulsing white dwarf in a binary detected from radio to X-rays. Nature Astronomy (англ.). 7 (8): 931—942. arXiv:2306.09272. Bibcode:2023NatAs...7..931P. doi:10.1038/s41550-023-01995-x. ISSN 2397-3366. S2CID 259164753.
  39. ↑ Lyne, A. G.; Graham-Smith, Francis (2006). Pulsar astronomy. Cambridge astrophysics series (вид. 3rd). Cambridge: Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-83954-9. OCLC 59353151.
  40. ↑ а б Antonelli, Marco; Montoli, Alessandro; Pizzochero, Pierre (Листопад 2022), Insights into the Physics of Neutron Star Interiors from Pulsar Glitches, Astrophysics in the XXI Century with Compact Stars, с. 219—281, arXiv:2301.12769, doi:10.1142/9789811220944_0007, ISBN 978-981-12-2093-7
  41. ↑ Пульсари // Астрономічний енциклопедичний словник / за заг. ред. І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів : Голов. астроном. обсерваторія НАН України : Львів. нац. ун-т ім. Івана Франка, 2003. — С. 388. — ISBN 966-613-263-X.
  42. ↑ Плеріони // Астрономічний енциклопедичний словник / за заг. ред. І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів : Голов. астроном. обсерваторія НАН України : Львів. нац. ун-т ім. Івана Франка, 2003. — С. 360. — ISBN 966-613-263-X.
  43. ↑ Залишок наднової // Астрономічний енциклопедичний словник / за заг. ред. І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів : Голов. астроном. обсерваторія НАН України : Львів. нац. ун-т ім. Івана Франка, 2003. — С. 161. — ISBN 966-613-263-X.
  44. ↑ Voyager – The Spacecraft. voyager.jpl.nasa.gov.
  45. ↑ Marissa Cevallos, Science News, «How to Use a Pulsar to Find Starbucks» [Архівовано 2012-07-31 у Wayback Machine.], Discovery News, Nov 24, 2010.
  46. ↑ 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. S2CID 118704955.
  47. ↑ Commissariat, Tushna (4 червня 2014). Pulsars map the way for space missions. Physics World.
  48. ↑ An Interplanetary GPS Using Pulsar Signals. MIT Technology Review. 23 травня 2013. Архів оригіналу за 29 листопада 2014. Процитовано 13 березня 2021.
  49. ↑ 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. S2CID 118570784.
  50. ↑ 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.
  51. ↑ 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. S2CID 118396798.
  52. ↑ 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. Архів оригіналу (PDF) за 25 липня 2011. Процитовано 3 квітня 2010.
  53. ↑ 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. S2CID 120371785. Архів оригіналу за 5 січня 2013. Процитовано 14 лютого 2010.
  54. ↑ World's most accurate clock to be built in Gdańsk. Polska Agencja Prasowa. 2010. Процитовано 20 березня 2012.[недоступне посилання з 01.01.2018]
  55. ↑ African Skies 4 - Radio Pulsar Glitch Studies. www.saao.ac.za.
  56. ↑ Pulsar timing irregularities reveals hidden gravitational-wave background. Physics World (брит.). 29 червня 2023. Процитовано 11 липня 2023.
  57. ↑ Antonelli, Marco; Basu, Avishek; Haskell, Brynmor (7 лютого 2023). 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.
  58. ↑ 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. S2CID 16232084.
  59. ↑ 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.
  60. ↑ 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.
  61. ↑ 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.
  62. ↑ 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.
  63. ↑ Abt, Helmut A. (Травень 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.
  64. ↑ Terada, Yukikatsu; Hayashi, Takayuki; Ishida, Manabu; Mukai, Koji; Dotani, Tadayasu; Okada, Shunsaku; Nakamura, Ryoko; Naik, Sachindra; Bamba, Aya; Makishima, Kazuo (25 квітня 2008). Suzaku Discovery of Hard X-Ray Pulsations from a Rotating Magnetized White Dwarf, AEAquarii. Publications of the Astronomical Society of Japan (англ.). 60 (2): 387—397. arXiv:0711.2716. Bibcode:2008HEAD...10.1003T. doi:10.1093/pasj/60.2.387. ISSN 0004-6264.
  65. ↑ 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 (англ.). Процитовано 23 липня 2017.
  66. ↑ Kong, Ling-Da; Zhang, Shu; Zhang, Shuang-Nan; Ji, Long; Doroshenko, Victor; Santangelo, Andrea; Chen, Yu-Peng; Lu, Fang-Jun; Ge, Ming-Yu; Wang, Peng-Ju; Tao, Lian; Qu, Jin-Lu; Li, Ti-Pei; Liu, Cong-Zhan; Liao, Jin-Yuan (1 липня 2022). 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. S2CID 249538417.
  67. ↑ Astronomers measure strongest magnetic field ever detected. New Atlas (амер.). 15 липня 2022. Процитовано 22 серпня 2022.
  68. ↑ Croswell, Ken (22 липня 2022). The heaviest neutron star on record is 2.35 times the mass of the sun. Science News (амер.). Процитовано 25 липня 2022.
  69. ↑ Romani, Roger W.; Kandel, D.; Filippenko, Alexei V.; Brink, Thomas G.; Zheng, WeiKang (11 липня 2022). 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. S2CID 250451299.
  70. ↑ 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.; Van Leeuwen, J.; Stappers, B. W.; Cordes, J. M.; Hessels, J. W. T.; Lorimer, D. R.; Arzoumanian, Z.; Backer, D. C.; Bhat, N. D. R.; Chatterjee, S.; Cognard, I.; Deneva, J. S.; Faucher-Giguere, C.-A.; Gaensler, B. M.; Han, J.; Jenet, F. A.; Kasian, L.; Kondratiev, V. I.; Kramer, M.; Lazio, J.; McLaughlin, M. A. та ін. (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. S2CID 6070830.
  71. ↑ Knispel, B.; Allen, B; Cordes, JM; Deneva, JS; Anderson, D; Aulbert, C; Bhat, ND; Bock, O та ін. (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. S2CID 29786670.
  72. ↑ Pletsch, H. J.; Guillemot; Fehrmann, H.; Allen, B.; Kramer, M.; Aulbert, C.; Ackermann, M.; Ajello, M.; De Angelis, A.; Atwood, W. B.; Baldini, L.; Ballet, J.; Barbiellini, G.; Bastieri, D.; Bechtol, K.; Bellazzini, R.; Borgland, A. W.; Bottacini, E.; Brandt, T. J.; Bregeon, J.; Brigida, M.; Bruel, P.; Buehler, R.; Buson, S.; Caliandro, G. A.; Cameron, R. A.; Caraveo, P. A.; Casandjian, J. M.; Cecchi, C. та ін. (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. S2CID 206544680.

Література

Посилання

Джерело: стаття у Вікіпедії та історія редагувань (автори).