Pulsar - Pulsar

Cet article concerne un type d'étoile à neutrons. Pour d'autres utilisations, voir Pulsar (homonymie) .
PSR B1509−58 – Les rayons X de Chandra sont de l'or ; Infrarouge de WISE en rouge, vert et bleu/max.
Animation d'un pulsar en rotation. La sphère au milieu représente l'étoile à neutrons, les courbes indiquent les lignes de champ magnétique et les cônes saillants représentent les zones d'émission.
Illustration de l'effet "phare" produit par un pulsar.

Un pulsar (de pulsa ting r adio la source ) est une rotation très magnétisé étoile compacte (habituellement neutrons étoiles , mais aussi naines blanches ) qui émet des faisceaux de rayonnement électromagnétique hors de ses pôles magnétiques . Ce rayonnement ne peut être observé que lorsqu'un faisceau d'émission pointe vers la Terre (de la même manière qu'un phare ne peut être vu que lorsque la lumière est pointée en direction d'un observateur), et est responsable de l'apparition pulsée de l'émission. Les étoiles à neutrons sont très denses et ont des périodes de rotation courtes et régulières . Cela produit un intervalle très précis entre les impulsions qui varie de quelques millisecondes à quelques secondes pour un pulsar individuel. Les pulsars sont l'un des candidats pour la source de rayons cosmiques à ultra-haute énergie . (Voir aussi mécanisme d'accélération centrifuge .)

Les périodes des pulsars en font des outils très utiles pour les astronomes. Les observations d'un pulsar dans un système d'étoiles à neutrons binaires ont été utilisées pour confirmer indirectement l'existence d'un rayonnement gravitationnel . Les premières planètes extrasolaires ont été découvertes autour d'un pulsar, PSR B1257+12 . En 1983, certains types de pulsars ont été détectés qui, à cette époque, dépassaient la précision des horloges atomiques pour garder l'heure .

Histoire de l'observation

Jocelyn Bell en 1967, l'année où elle découvre le premier pulsar.

Découverte

Les signaux du premier pulsar découvert ont été initialement observés par Jocelyn Bell lors de l'analyse des données enregistrées le 6 août 1967 à partir d'un radiotélescope nouvellement commandé qu'elle a aidé à construire. Initialement rejeté comme interférence radio par son superviseur, Antony Hewish , développeur du télescope, le fait que les signaux apparaissaient toujours à la même déclinaison et ascension droite a rapidement exclu une source terrestre. Le 28 novembre 1967, Bell et Hewish utilisant un enregistreur rapide ont résolu les signaux sous forme d'une série d'impulsions, régulièrement espacées toutes les 1,33 seconde. Aucun objet astronomique de cette nature n'avait jamais été observé auparavant. Le 21 décembre, Bell a découvert un deuxième pulsar, annulant les spéculations selon lesquelles il pourrait s'agir de signaux émis vers la Terre par une intelligence extraterrestre .

Lorsque les observations avec un autre télescope ont confirmé l'émission, cela a éliminé toute sorte d'effets instrumentaux. À ce stade, Bell a dit d'elle-même et de Hewish que « nous ne pensions pas vraiment que nous avions capté des signaux d'une autre civilisation, mais évidemment l'idée nous avait traversé l'esprit et nous n'avions aucune preuve qu'il s'agissait d'une émission radio entièrement naturelle. est un problème intéressant - si l'on pense avoir détecté de la vie ailleurs dans l'univers, comment annonce-t-on les résultats de manière responsable ? » Malgré tout, ils ont surnommé le signal LGM-1 , pour « petits hommes verts » (un nom ludique pour les êtres intelligents d'origine extraterrestre ).

Graphique sur lequel Jocelyn Bell a reconnu pour la première fois la preuve d'un pulsar, exposé à la bibliothèque de l'université de Cambridge

Ce n'est qu'après la découverte d'une deuxième source pulsante dans une autre partie du ciel que "l'hypothèse LGM" a été entièrement abandonnée. Leur pulsar fut plus tard surnommé CP 1919 , et est maintenant connu par un certain nombre de désignateurs dont PSR B1919+21 et PSR J1921+2153. Bien que le CP 1919 émet dans des longueurs d'onde radio , les pulsars se sont par la suite avérés émettre dans des longueurs d'onde de lumière visible, de rayons X et de rayons gamma .

Le mot « pulsar » est apparu pour la première fois en version imprimée en 1968 :

Un type d'étoile entièrement nouveau est apparu le 6 août de l'année dernière et a été appelé, par les astronomes, LGM (Little Green Men). On pense maintenant qu'il s'agit d'un nouveau type entre une naine blanche et un neutron [étoile]. Le nom Pulsar est susceptible de lui être donné. Le Dr A. Hewish m'a dit hier : "... Je suis sûr qu'aujourd'hui tous les radiotélescopes regardent les Pulsars."

Image composite optique/rayons X de la nébuleuse du Crabe , montrant l' émission synchrotron dans la nébuleuse du vent du pulsar environnante , alimentée par l'injection de champs magnétiques et de particules du pulsar central.

L'existence des étoiles à neutrons a été proposée pour la première fois par Walter Baade et Fritz Zwicky en 1934, lorsqu'ils ont soutenu qu'une petite étoile dense composée principalement de neutrons résulterait d'une supernova . Sur la base de l'idée de la conservation du flux magnétique des étoiles de la séquence principale magnétique, Lodewijk Woltjer a proposé en 1964 que ces étoiles à neutrons pourraient contenir des champs magnétiques aussi grands que 10 14 à 10 16 G . En 1967, peu de temps avant la découverte des pulsars, Franco Pacini a suggéré qu'une étoile à neutrons en rotation avec un champ magnétique émettrait un rayonnement, et a même noté qu'une telle énergie pourrait être pompée dans un reste de supernova autour d'une étoile à neutrons, comme la nébuleuse du Crabe . Après la découverte du premier pulsar, Thomas Gold a suggéré indépendamment un modèle d'étoile à neutrons en rotation similaire à celui de Pacini, et a explicitement soutenu que ce modèle pourrait expliquer le rayonnement pulsé observé par Bell Burnell et Hewish. En 1968, Richard VE Lovelace avec des collaborateurs a découvert la période ms du pulsar de la nébuleuse du Crabe en utilisant l' observatoire d'Arecibo . La découverte du pulsar Crabe a confirmé le modèle d'étoile à neutrons en rotation des pulsars. La période d'impulsion de 33 millisecondes du pulsar du crabe était trop courte pour être cohérente avec les autres modèles proposés pour l'émission du pulsar. De plus, le pulsar du Crabe est ainsi nommé car il est situé au centre de la Nébuleuse du Crabe, conformément à la prédiction de 1933 de Baade et Zwicky. En 1974, Antony Hewish et Martin Ryle , qui avaient développé des radiotélescopes révolutionnaires , sont devenus les premiers astronomes à recevoir le prix Nobel de physique , l' Académie royale des sciences de Suède notant que Hewish a joué un "rôle décisif dans la découverte des pulsars". . Une controverse considérable est associée au fait que Hewish a reçu le prix alors que Bell, qui a fait la découverte initiale alors qu'elle était sa doctorante, ne l'a pas été. Bell ne revendique aucune amertume sur ce point, soutenant la décision du comité du prix Nobel.

Jalons

Le Vela Pulsar et la nébuleuse du vent du pulsar qui l' entoure .

En 1974, Joseph Hooton Taylor, Jr. et Russell Hulse ont découvert pour la première fois un pulsar dans un système binaire , PSR B1913+16 . Ce pulsar orbite autour d'une autre étoile à neutrons avec une période orbitale de seulement huit heures. Einstein la théorie de » de la relativité générale prédit que ce système devrait émettre une forte radiation gravitationnelle , ce qui provoque l'orbite de contracter sans cesse car il perd l' énergie orbitale . Les observations du pulsar ont rapidement confirmé cette prédiction, fournissant la première preuve de l'existence d'ondes gravitationnelles. En 2010, les observations de ce pulsar continuent d'être en accord avec la relativité générale. En 1993, le prix Nobel de physique a été décerné à Taylor et Hulse pour la découverte de ce pulsar.

En 1982, Don Backer a dirigé un groupe qui a découvert le PSR B1937+21 , un pulsar avec une période de rotation de seulement 1,6 milliseconde (38 500 tr/min ). Les observations ont rapidement révélé que son champ magnétique était beaucoup plus faible que les pulsars ordinaires, tandis que d'autres découvertes ont cimenté l'idée qu'une nouvelle classe d'objets, les « pulsars millisecondes » (MSP) avait été trouvée. MSP sont considérés comme étant le produit final des binaires à rayons X . En raison de leur rotation extraordinairement rapide et stable, les MSP peuvent être utilisées par les astronomes comme des horloges rivalisant avec la stabilité des meilleures horloges atomiques sur Terre. Les facteurs affectant le temps d'arrivée des impulsions sur Terre de plus de quelques centaines de nanosecondes peuvent être facilement détectés et utilisés pour effectuer des mesures précises. Les paramètres physiques accessibles via la synchronisation du pulsar incluent la position 3D du pulsar, son mouvement propre , le contenu électronique du milieu interstellaire le long du chemin de propagation, les paramètres orbitaux de tout compagnon binaire, la période de rotation du pulsar et son évolution dans le temps. (Ceux-ci sont calculés à partir des données de synchronisation brutes par Tempo , un programme informatique spécialisé pour cette tâche.) Une fois ces facteurs pris en compte, les écarts entre les heures d'arrivée observées et les prévisions faites à l'aide de ces paramètres peuvent être trouvés et attribués à l'un des trois possibilités : des variations intrinsèques de la période de spin du pulsar, des erreurs dans la réalisation du temps terrestre par rapport auquel les temps d'arrivée ont été mesurés, ou la présence d'ondes gravitationnelles de fond. Les scientifiques tentent actuellement de résoudre ces possibilités en comparant les écarts observés entre plusieurs pulsars différents, formant ce que l'on appelle un réseau de synchronisation de pulsars . Le but de ces efforts est de développer un étalon de temps basé sur les pulsars suffisamment précis pour réaliser la toute première détection directe des ondes gravitationnelles. En juin 2006, l'astronome John Middleditch et son équipe du LANL ont annoncé la première prédiction de défauts de pulsar avec les données d'observation du Rossi X-ray Timing Explorer . Ils ont utilisé les observations du pulsar PSR J0537−6910 .

Vue d'artiste des planètes en orbite autour de PSR B1257+12 . Celui au premier plan est la planète "C".

En 1992, Aleksander Wolszczan découvrit les premières planètes extrasolaires autour du PSR B1257+12 . Cette découverte a présenté des preuves importantes concernant l'existence généralisée de planètes en dehors du système solaire , bien qu'il soit très peu probable qu'une forme de vie puisse survivre dans l'environnement de rayonnement intense à proximité d'un pulsar.

En 2016, AR Scorpii a été identifié comme le premier pulsar dans lequel l'objet compact est une naine blanche au lieu d'une étoile à neutrons. Parce que son moment d'inertie est beaucoup plus élevé que celui d'une étoile à neutrons, la naine blanche dans ce système tourne une fois toutes les 1,97 minutes, bien plus lentement que les pulsars d'étoiles à neutrons. Le système affiche de fortes pulsations allant de l'ultraviolet aux longueurs d'onde radio, alimentées par le spin-down de la naine blanche fortement magnétisée.

Nomenclature

Initialement, les pulsars étaient nommés avec les lettres de l'observatoire de découverte suivies de leur ascension droite (par exemple CP 1919). Au fur et à mesure que de plus en plus de pulsars ont été découverts, le code des lettres est devenu difficile à manier, et la convention est alors apparue d'utiliser les lettres PSR (Pulsating Source of Radio) suivies de l'ascension droite du pulsar et des degrés de déclinaison (par exemple PSR 0531+21) et parfois de la déclinaison vers un dixième de degré (ex. PSR 1913+16.7). Les pulsars apparaissant très proches les uns des autres sont parfois accompagnés de lettres (par exemple PSR 0021−72C et PSR 0021−72D).

La convention moderne préfixe les nombres plus anciens avec un B (par exemple PSR B1919+21), avec le B signifiant que les coordonnées sont pour l'époque 190.0. Tous les nouveaux pulsars ont un J indiquant les coordonnées 2000.0 et ont également une déclinaison incluant les minutes (par exemple PSR J1921+2153). Les pulsars découverts avant 1993 ont tendance à conserver leurs noms B plutôt que d'utiliser leurs noms J (par exemple, PSR J1921+2153 est plus communément connu sous le nom de PSR B1919+21). Les pulsars récemment découverts n'ont qu'un nom J (par exemple PSR J0437−4715 ). Tous les pulsars ont un nom J qui fournit des coordonnées plus précises de leur emplacement dans le ciel.

Formation, mécanisme, éteindre

Vue schématique d'un pulsar. La sphère au milieu représente l'étoile à neutrons, les courbes indiquent les lignes de champ magnétique, les cônes saillants représentent les faisceaux d'émission et la ligne verte représente l'axe sur lequel tourne l'étoile.

Les événements conduisant à la formation d'un pulsar commencent lorsque le noyau d'une étoile massive est comprimé lors d'une supernova , qui s'effondre en une étoile à neutrons. L'étoile à neutrons conserve la majeure partie de son moment cinétique , et comme elle n'a qu'une infime fraction du rayon de son ancêtre (et donc son moment d'inertie est fortement réduit), elle se forme avec une vitesse de rotation très élevée. Un faisceau de rayonnement est émis le long de l'axe magnétique du pulsar, qui tourne avec la rotation de l'étoile à neutrons. L'axe magnétique du pulsar détermine la direction du faisceau électromagnétique, l'axe magnétique n'étant pas nécessairement le même que son axe de rotation. Ce désalignement fait que le faisceau est vu une fois pour chaque rotation de l'étoile à neutrons, ce qui conduit à la nature « pulsée » de son apparition.

Dans les pulsars rotatifs, le faisceau est le résultat de l' énergie de rotation de l'étoile à neutrons, qui génère un champ électrique à partir du mouvement du champ magnétique très puissant, entraînant l'accélération des protons et des électrons à la surface de l'étoile et la création d'un faisceau électromagnétique émanant des pôles du champ magnétique. Les observations de NICER de J0030−0451 indiquent que les deux faisceaux proviennent de points chauds situés sur le pôle sud et qu'il peut y avoir plus de deux de ces points chauds sur cette étoile. Cette rotation ralentit avec le temps à mesure que la puissance électromagnétique est émise. Lorsque la période de rotation d'un pulsar ralentit suffisamment, on pense que le mécanisme du pulsar radio s'éteint (la soi-disant "ligne de mort"). Cette extinction semble avoir lieu après environ 10 à 100 millions d'années, ce qui signifie que de toutes les étoiles à neutrons nées à l'âge de 13,6 milliards d'années de l'univers, environ 99% ne palpitent plus.

Bien que l'image générale des pulsars en tant qu'étoiles à neutrons en rotation rapide soit largement acceptée, Werner Becker de l' Institut Max Planck de physique extraterrestre a déclaré en 2006, « La théorie de la façon dont les pulsars émettent leur rayonnement est encore à ses balbutiements, même après près de quarante ans de travailler."

Catégories

Trois classes distinctes de pulsars sont actuellement connues des astronomes , selon la source de la puissance du rayonnement électromagnétique :

Bien que les trois classes d'objets soient des étoiles à neutrons, leur comportement observable et la physique sous-jacente sont assez différents. Il y a cependant quelques connexions. Par exemple, les pulsars à rayons X sont probablement d'anciens pulsars à propulsion rotative qui ont déjà perdu la majeure partie de leur puissance et ne sont redevenus visibles qu'après que leurs compagnons binaires se sont développés et ont commencé à transférer de la matière sur l'étoile à neutrons.

Le processus d'accrétion peut, à son tour, transférer suffisamment de moment cinétique à l'étoile à neutrons pour la "recycler" en un pulsar milliseconde à rotation . Alors que cette matière atterrit sur l'étoile à neutrons, on pense qu'elle « enterre » le champ magnétique de l'étoile à neutrons (bien que les détails ne soient pas clairs), laissant des pulsars millisecondes avec des champs magnétiques 1000 à 10 000 fois plus faibles que les pulsars moyens. Ce faible champ magnétique est moins efficace pour ralentir la rotation du pulsar, de sorte que les pulsars millisecondes vivent des milliards d'années, ce qui en fait les plus anciens pulsars connus. Des pulsars millisecondes sont observés dans des amas globulaires, qui ont cessé de former des étoiles à neutrons il y a des milliards d'années.

Les défauts observés dans la vitesse de rotation de l'étoile à neutrons sont intéressants pour l'étude de l'état de la matière dans une étoile à neutrons. Cette vitesse diminue lentement mais régulièrement, à l'exception d'une variation soudaine occasionnelle - un " glitch ". Un modèle avancé pour expliquer ces glitchs est qu'ils sont le résultat de « tremblements d' étoiles » qui ajustent la croûte de l'étoile à neutrons. Des modèles où le glitch est dû à un découplage de l' intérieur éventuellement supraconducteur de l'étoile ont également été avancés. Dans les deux cas, le moment d'inertie de l'étoile change, mais pas son moment cinétique , ce qui entraîne un changement de vitesse de rotation.

Types d'étoiles à neutrons (24 juin 2020)

Pulsar recyclé perturbé

Lorsque deux étoiles massives naissent proches l'une de l'autre du même nuage de gaz, elles peuvent former un système binaire et orbiter l'une autour de l'autre dès la naissance. Si ces deux étoiles sont au moins quelques fois plus massives que notre soleil, leur vie se terminera toutes les deux par des explosions de supernova. L'étoile la plus massive explose en premier, laissant derrière elle une étoile à neutrons. Si l'explosion ne chasse pas la deuxième étoile, le système binaire survit. L'étoile à neutrons peut maintenant être visible comme un pulsar radio, et elle perd lentement de l'énergie et tourne vers le bas. Plus tard, la deuxième étoile peut gonfler, permettant à l'étoile à neutrons d'aspirer sa matière. La matière tombant sur l'étoile à neutrons la fait tourner et réduit son champ magnétique.

C'est ce qu'on appelle le « recyclage » car il ramène l'étoile à neutrons à un état de rotation rapide. Enfin, la deuxième étoile explose également dans une supernova, produisant une autre étoile à neutrons. Si cette seconde explosion ne parvient pas non plus à perturber le binaire, un binaire à double étoile à neutrons se forme. Sinon, l'étoile à neutrons en rotation se retrouve sans compagnon et devient un « pulsar recyclé perturbé », tournant entre quelques et 50 fois par seconde.

Applications

La découverte des pulsars a permis aux astronomes d'étudier un objet jamais observé auparavant, l' étoile à neutrons . Ce genre d'objet est le seul endroit où le comportement de la matière à densité nucléaire peut être observé (mais pas directement). Aussi, des pulsars millisecondes ont permis un test de relativité générale dans des conditions de champ gravitationnel intense.

Plans

Position relative du Soleil au centre de la Galaxie et 14 pulsars avec leurs périodes indiquées, indiqué sur une plaque Pioneer

Des cartes Pulsar ont été incluses sur les deux plaques Pioneer ainsi que sur le Voyager Golden Record . Ils montrent la position du Soleil , par rapport à 14 pulsars, qui sont identifiés par la synchronisation unique de leurs impulsions électromagnétiques, de sorte que notre position à la fois dans l'espace et dans le temps peut être calculée par des intelligences extraterrestres potentielles . Parce que les pulsars émettent des impulsions d'ondes radio très régulières, ses transmissions radio ne nécessitent pas de corrections quotidiennes. De plus, le positionnement par pulsar pourrait créer un système de navigation d'engin spatial de manière indépendante ou être utilisé conjointement avec la navigation par satellite.

Navigation Pulsaire

Article principal: navigation basée sur les pulsars à rayons X

La navigation et la synchronisation basées sur les pulsars à rayons X (XNAV) ou simplement la navigation par pulsar est une technique de navigation par laquelle les signaux de rayons X périodiques émis par les pulsars sont utilisés pour déterminer l'emplacement d'un véhicule, tel qu'un vaisseau spatial dans l'espace lointain. Un véhicule utilisant XNAV comparerait les signaux de rayons X reçus avec une base de données de fréquences et d'emplacements de pulsars connus. Similaire au GPS , cette comparaison permettrait au véhicule de calculer sa position avec précision (±5 km). L'avantage d'utiliser des signaux à rayons X par rapport aux ondes radio est que les télescopes à rayons X peuvent être plus petits et plus légers. Des démonstrations expérimentales ont été signalées en 2018.

Horloges précises

Généralement, la régularité de l'émission des pulsars ne rivalise pas avec la stabilité des horloges atomiques . Ils peuvent toujours être utilisés comme référence externe. Par exemple, J0437−4715 a une période de 0,005757451936712637 s avec une erreur de1,7 × 10 −17  s . Cette stabilité permet d'utiliser des pulsars millisecondes pour établir le temps des éphémérides ou pour construire des horloges à pulsars .

Le bruit de synchronisation est le nom des irrégularités de rotation observées dans tous les pulsars. Ce bruit de synchronisation est observable sous forme d'errance aléatoire dans la fréquence ou la phase d'impulsion. On ne sait pas si le bruit de synchronisation est lié aux parasites du pulsar .

Sondes du milieu interstellaire

Le rayonnement des pulsars traverse le milieu interstellaire (ISM) avant d'atteindre la Terre. Les électrons libres dans le composant ionisé chaud (8000 K) des régions ISM et H II affectent le rayonnement de deux manières principales. Les changements qui en résultent dans le rayonnement du pulsar fournissent une sonde importante de l'ISM lui-même.

En raison de la nature dispersive du plasma interstellaire , les ondes radio à basse fréquence traversent le milieu plus lentement que les ondes radio à haute fréquence. Le retard résultant de l'arrivée des impulsions dans une gamme de fréquences est directement mesurable en tant que mesure de dispersion du pulsar. La mesure de dispersion est la densité totale de colonne d'électrons libres entre l'observateur et le pulsar,

où est la distance du pulsar à l'observateur et est la densité électronique de l'ISM. La mesure de dispersion est utilisée pour construire des modèles de la distribution des électrons libres dans la Voie lactée .

De plus, la turbulence dans le gaz interstellaire provoque des inhomogénéités de densité dans l'ISM qui provoquent la diffusion des ondes radio du pulsar. La scintillation résultante des ondes radio—le même effet que le scintillement d'une étoile dans la lumière visible en raison des variations de densité dans l'atmosphère terrestre—peut être utilisée pour reconstruire des informations sur les variations à petite échelle de l'ISM. En raison de la vitesse élevée (jusqu'à plusieurs centaines de km/s) de nombreux pulsars, un seul pulsar balaie rapidement l'ISM, ce qui entraîne une modification des schémas de scintillation sur des échelles de temps de quelques minutes.

Sondes d'espace-temps

Les pulsars en orbite dans l' espace-temps courbe autour de Sgr A* , le trou noir supermassif au centre de la Voie lactée, pourraient servir de sondes de gravité dans le régime des champs forts. Les temps d'arrivée des impulsions seraient affectés par des décalages Doppler spéciaux et relativistes généraux et par les chemins compliqués que les ondes radio parcourraient à travers l'espace-temps fortement incurvé autour du trou noir. Pour que les effets de la relativité générale soient mesurables avec les instruments actuels, il faudrait découvrir des pulsars avec des périodes orbitales inférieures à environ 10 ans ; de tels pulsars orbiteraient à des distances inférieures à 0,01 pc de Sgr A*. Des recherches sont actuellement en cours; à l'heure actuelle, cinq pulsars sont connus pour se trouver à moins de 100 pc de Sgr A*.

Détecteurs d'ondes gravitationnelles

Il existe 3 consortiums dans le monde qui utilisent des pulsars pour rechercher des ondes gravitationnelles . En Europe, il existe l' European Pulsar Timing Array (EPTA) ; il y a le Parkes Pulsar Timing Array (PPTA) en Australie ; et il y a le North American Nanohertz Observatory for Gravitational Waves (NANOGrav) au Canada et aux États-Unis. Ensemble, les consortiums forment l' International Pulsar Timing Array (IPTA). Les impulsions des pulsars millisecondes (MSP) sont utilisées comme système d'horloges galactiques. Les perturbations des horloges seront mesurables sur Terre. Une perturbation due au passage d'une onde gravitationnelle aura une signature particulière à travers l'ensemble des pulsars, et sera ainsi détectée.

Pulsars significatifs

Pulsars à moins de 300 pc
RPS Distance
(pc)		 Âge
( Myr )
J0030+0451 244 7580
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
Pulsars à rayons gamma détectés par le télescope spatial à rayons gamma Fermi .

Les pulsars répertoriés ici étaient soit les premiers découverts de ce type, soit représentent un extrême d'un certain type parmi la population de pulsars connue, comme ayant la période mesurée la plus courte.

  • Le premier pulsar radio "CP 1919" (maintenant connu sous le nom de PSR B1919+21 ), avec une période d'impulsion de 1,337 seconde et une largeur d'impulsion de 0,04 seconde, a été découvert en 1967.
  • Le premier pulsar binaire , PSR 1913+16 , dont l' orbite décroît à la vitesse exacte prédite en raison de l' émission de rayonnement gravitationnel par la relativité générale
  • Le pulsar radio le plus brillant, le Vela Pulsar .
  • Le premier pulsar milliseconde, PSR B1937+21
  • Le pulsar milliseconde le plus brillant, PSR J0437−4715
  • Le premier pulsar à rayons X, Cen X-3
  • Le premier pulsar à rayons X d'accrétion milliseconde, SAX J1808.4−3658
  • Le premier pulsar avec des planètes, PSR B1257+12
  • Le premier pulsar observé ayant été affecté par des astéroïdes : PSR J0738−4042
  • Le premier système binaire à double pulsar, PSR J0737−3039
  • Le pulsar de période la plus courte, PSR J1748−2446ad , avec une période d'environ 0,0014 seconde ou environ 1,4 milliseconde (716 fois par seconde).
  • Le pulsar de la plus longue période, à 118,2 secondes, ainsi que le seul exemple connu d'un pulsar nain blanc, AR Scorpii .
  • Le pulsar d'étoiles à neutrons de plus longue période, PSR J0250+5854 , avec une période de 23,5 secondes.
  • Le pulsar avec la période la plus stable, PSR J0437−4715
  • Le premier pulsar milliseconde avec 2 compagnons de masse stellaire, PSR J0337+1715
  • PSR J1841−0500 , a cessé d' émettre des impulsions pendant 580 jours. L'un des deux seuls pulsars connus à avoir cessé de pulser pendant plus de quelques minutes.
  • PSR B1931+24 , a un cycle. Il pulse pendant environ une semaine et s'arrête de pulser pendant environ un mois. L'un des deux seuls pulsars connus à avoir cessé de pulser pendant plus de quelques minutes.
  • PSR J1903+0327 , un pulsar d'environ 2,15 ms découvert dans un système d'étoiles binaires très excentrique avec une étoile semblable au Soleil.
  • PSR J2007+2722 , un pulsar isolé « recyclé » de 40,8 hertz a été le premier pulsar trouvé par des volontaires sur des données prises en février 2007 et analysées par le projet de calcul distribué Einstein@Home .
  • PSR J1311-3430 , le premier pulsar milliseconde découvert via des pulsations de rayons gamma et faisant partie d'un système binaire avec la période orbitale la plus courte.

Galerie

Voir également

Remarques

Références et lectures complémentaires

Liens externes