(Translated by https://www.hiragana.jp/)
脉冲星 - 维基百科，自由的百科全书
维基百科

脉冲星ぼし

高こう磁化じか，快速かいそく旋轉せんてん的てき中子なかご星ぼし或ある白しろ矮星
（重定しげさだ向こう自じ脈みゃく衝星）

脉冲星ぼし（英語えいご：Pulsar），又また稱たたえ波なみ霎[1]，是ぜ高度こうど磁化じか的てき旋转致密星ぼし（通常つうじょう是ぜ中子なかご星ぼし，但ただし也有やゆう白しろ矮星），其磁极发出电磁辐射束たば[2]。 仅当发射光こう束たば指向しこう地球ちきゅう时才可か以观察到此辐射い（类似于仅当とう将しょう光こう指向しこう观察者しゃ的てき方向ほうこう时才可か以看到いた灯ひ塔とう的てき方式ほうしき），并且该辐射しゃ是ぜ发射的てき脉冲形式けいしき的てき原因げんいん。 中子なかご星ぼし非常ひじょう密集みっしゅう，具有ぐゆう短たん的てき规则旋转周期しゅうき。 对于单个脉冲星ぼし，这会在ざい脉冲之の间产生せい非常ひじょう精せい确的间隔，范围从毫秒びょう到いた秒びょう。 脉冲星ほし是ただし超ちょう高こう能のう宇宙うちゅう射しゃ线源みなもと的てき候こう选者之の一いち。 （另请参さん见加速かそく的てき离心机つくえ制せい（英えい语：Centrifugal mechanism of acceleration）。）

船ふね帆ほ座ざ脉冲星ぼし的てき脈動みゃくどう循環じゅんかん，由ゆかり费米伽とぎ玛射线空间望远镜的てき大だい面積めんせき望遠鏡ぼうえんきょう接收せっしゅう到いた的てき光子こうし建立こんりゅう模も式しき。
脉冲星ぼし旋转的てき示しめせ意い动画。中ちゅう间的球体きゅうたい表示ひょうじ中子なかご星ぼし，曲きょく线表示ひょうじ磁场线，而突出とっしゅつ的てき圆锥体たい表示ひょうじ发射区く。

脉冲星ぼし的てき周期しゅうき使し它们成なり为天文学ぶんがく家か非常ひじょう有用ゆうよう的てき工具こうぐ。 在ざい双そう星ほし中子なかご星ほし系けい统中ちゅう对脉冲星的てき观测被ひ用もちい来らい间接确认引力いんりょく辐射的てき存在そんざい。 在ざい脉冲星ぼしPSR B1257+12附近ふきん发现了りょう第だい一いち批太ふとし阳系外行そとゆき星ほし。 1983年ねん，检测到いた某ぼう些类型がた的てき脉冲星ぼし，当とう时它们在保持ほじ时间方面ほうめん超ちょう过了原子げんし钟的てき精度せいど[3]。

观测的てき历史

编辑

发现

编辑
 
 
约瑟琳·贝尔·伯はく奈尔, 1967年ねん6月がつ。

1967年ねん10月がつ，剑桥大学だいがく卡文迪すすむ许实验室（Cavendish Laboratory）的てき安東あんどう尼に·休きゅう伊い什（Antony Hewish）教授きょうじゅ的てき研究生けんきゅうせい——24岁的乔丝琳·贝尔·伯はく奈尔（Jocelyn Bell Burnell）检测射い电望远镜收おさむ到いた的てき信号しんごう时无意中いちゅう发现了りょう一些有规律的脉冲信号，它们的てき周期しゅうき十じゅう分ふん稳定，为1.337秒びょう。起おこり初はつ她以为这是ぜ外そと星ほし人じん“小しょう绿人”（LGM, Little Green Man）发来的てき信号しんごう，但ただし在ざい接せっ下か来らい不ふ到いた半年はんとし的てき时间里さと，又また陆陆续续发现了りょう数すう个这样的脉冲信号しんごう。后きさき来らい人じん们确认这是ぜ一いち类新的てき天体てんたい，并把它命名めいめい为「脉冲星ぼし」。脉冲星ぼし与あずか类星体たい、宇宙うちゅう微ほろ波なみ背景はいけい辐射、星ほし际有机つくえ分子ぶんし一道いちどう，并称为20世せい纪60年代ねんだい天文学てんもんがく“四よん大だい发现”。安東あんどう尼に·休きゅう伊い什因いん脉冲星ぼし的てき发现而荣获1974年ねん的てき诺贝尔物理学りがく奖，尽つき管かん人じん们对乔丝琳·贝尔·伯はく奈尔未み能のう获奖而颇有ゆう微ほろ词。

值得一いち提ひさげ的てき是ぜ，1967年ねん阿おもね拉ひしげ斯加弹道导弹预警中心ちゅうしん的てき雷かみなり达控制せい人じん员也观察到了りょう一些脉冲信号源并确认他们来自天体。这一发现早于剑桥大学的研究人员，但ただし由よし于军事ごと保ほ密みつ要求ようきゅう，直ちょく到いた21世せい纪解密みつ之これ時じ才ざい被ひ世人せじん所しょ知ち。[4]

中子なかご星ぼし的てき存在そんざい是ぜ沃爾特とく·巴ともえ德いさお（Walter Baade）和わ弗どる里さと茨いばら·兹威基もと（Fritz Zwicky）於1934年ねん首くび次じ提出ていしゅつ的てき，當時とうじ他た們認為ため超新星ちょうしんせい將しょう產さん生せい一個主要由中子組成的小而密集的恆星こうせい[5]。 基もと於磁性せい主しゅ序じょ星ぼし的てき磁通量りょう守恆もりつね的てき想そう法ほう，洛らく德とく韦克·沃尔彻(Lodewijk Woltjer)於1964年ねん提出ていしゅつ，這樣的てき中子なかご星ぼし可能かのう包含ほうがん的てき磁場じば高だか达1014 到いた 1016 G.[6]。1967年ねん，即そく在ざい發現はつげん脈みゃく衝星之の前ぜん不ふ久ひさ，弗どる蘭らん科か·帕西尼あま（Franco Pacini）提出ていしゅつ了りょう一いち個こ旋轉せんてん的てき具有ぐゆう磁場じば的てき中子なかご星ぼし會かい發出はっしゅつ輻射ふくしゃ，甚至指出さしで這種能のう量りょう可か以被泵送到いた中子なかご星ぼし周圍しゅうい的てき超新星ちょうしんせい遗迹中ちゅう，例れい如蟹かに狀じょう星雲せいうん[7]。在ざい發現はつげん第だい一いち個こ脈みゃく衝星後ご，湯ゆ馬ば士し·戈ほこ爾なんじ德とく（Thomas Gold）獨立どくりつ提出ていしゅつ了りょう一いち個こ類似るいじ於帕西尼あま（Pacini）的てき旋轉せんてん中子なかご星ぼし模型もけい，並なみ明確めいかく指出さしで該模型がた可か以解釋かいしゃく贝尔·伯はく奈尔（Bell Burnell）和わ休きゅう伊い什（Hewish）觀測かんそく到いた的てき脈みゃく衝輻射ふくしゃ[8] 。1968年ねん，Richard V. E. Lovelace與あずか合作がっさく者しゃ一いち起おこり使用しよう阿おもね雷かみなり西にし博はく天文台てんもんだい發現はつげん了りょう蟹かに狀じょう星雲せいうん脈みゃく衝星的てき  ms[9] [10]。蟹かに状じょう星ほし云うん脉冲星ぼし的てき發現はつげん為ため脈みゃく衝星的てき旋轉せんてん中子なかご星ぼし模型もけい提供ていきょう了りょう證しょう實み[11]。蟹かに状じょう星ほし云うん脉冲星ぼし的てき33毫秒脈みゃく衝週期き太ふとし短たん，無法むほう與あずか其他建議けんぎ的てき脈みゃく衝星發射はっしゃ模型もけい保持ほじ一致いっち。 此外，之これ所以ゆえん如此命名めいめい，是ぜ因いん為ため它位於蟹かに狀じょう星雲せいうん的中てきちゅう心しん，與あずか1933年ねん對たい巴ともえ德いさお(Baade)和かず兹威基もと(Zwicky)的てき預あずか測はか一致いっち[12]。

里程りてい碑ひ发现

编辑
 
船ふね帆ほ座ざ脉冲星ぼし及其周しゅう围的脉冲风星云うん。

1974年ねん，约瑟夫おっと·泰たい勒(Joseph Hooton Taylor, Jr.)和わ拉ひしげ塞ふさが尔·赫尔斯(Russell Hulse)共同きょうどう发现史上しじょう第だい一いち个位于双そう星ほし系けい统的てき脉冲星ぼしPSR B1913+16，并通过对其深入ふかいり研究けんきゅう首くび次じ发现引力いんりょく波は存在そんざい的てき间接定量ていりょう证据, 是ぜ对爱因斯坦广义相しょう对论的てき一いち项重要よう验证。这颗脉冲星ぼし绕轨道どう运行的てき另一个中子なかご星ぼし只ただ有ゆう八小时的运行时间。爱因斯坦的てき广义相しょう对论理り论预测，该系统应发出强大きょうだい的てき引力いんりょく辐射，使つかい轨道在ざい失しつ去さ轨道能のう量りょう（英えい语：Specific orbital energy）时不断ふだん收おさむ缩。对脉冲星的てき观测很快证实了りょう这一预测，为重力じゅうりょく波は的てき存在そんざい提供ていきょう了りょう第だい一いち个证据すえ。 截至2010年ねん，对该脉冲星ぼし的てき观测仍与广义相しょう对论保持ほじ一致いっち[13]。 1993年ねん，泰たい勒和赫尔斯因发现该脉冲星而获得とく了りょう诺贝尔物理学りがく奖[14]。

1982年ねん，唐から·贝克（英えい语：Don Backer）（Don Backer）领导的てき一个小组发现了脉冲星PSR B1937+21，其旋转周期き仅为1.6毫秒（38,500 rpm）[15]。 不ふ久ひさ的てき观测表明ひょうめい，它的磁场比ひ普通ふつう脉冲星ほし弱じゃく得とく多た，而进一步的发现巩固了这样一种观念，即そく已やめ经发现了一いち种新型がた天体てんたい，即そく“毫秒脉冲星ぼし”（MSP）。 MSP被ひ认为是ぜX射い线联星ぼし的てき最さい终产物ぶつ。由よし于MSP异常快速かいそく且稳定じょう的てき旋转，天文学てんもんがく家か可か以将其用作さく与あずか地球ちきゅう上じょう最さい佳けい原子げんし钟的てき稳定性せい相しょう媲美的てき时钟。

1992年ねん，亞あ歷れき山大やまだい·沃爾茲森（Aleksander Wolszczan）在ざいPSR B1257+12附近ふきん发现了りょう第だい一いち颗太ふとし阳系外行そとゆき星ほし。 这一发现提供了有关太ふとし阳系外行そとゆき星ほし广泛存在そんざい的てき重要じゅうよう证据，尽つき管かん任にん何なに生命せいめい形式けいしき都と不可能ふかのう在ざい脉冲星ぼし附近ふきん的てき强きょう辐射环境中ちゅう生存せいぞん。

2016年ねん，天てん蠍さそり座ざAR被ひ认为是ぜ第だい一个这样的脉冲星，在ざい其中紧凑的てき天体てんたい是ぜ白しろ矮星而不是ぜ中子なかご星ぼし[16]。

形成けいせい，机つくえ制せい，关闭

编辑
 
錐きり形がた掃射そうしゃ
 
蟹かに狀じょう星雲せいうん脉冲星ぼし的てきX射い线/可か见光波なみ段だん合成ごうせい图像

1968年ねん有人ゆうじん提出ていしゅつ脉冲星ぼし是ぜ快速かいそく旋转的てき中子なかご星ぼし[17]。中子なかご星ぼし具有ぐゆう强きょう磁场，运动的てき带电粒子りゅうし发出同どう步ふ辐射，形成けいせい与あずか中子なかご星ぼし一起转动的射电波束。由よし于中子なかご星ぼし的てき自じ转轴和わ磁轴一いち般并不ふ重合じゅうごう，每まい当とう射い电波束たば扫过地球ちきゅう时，就接收せっしゅう到いた一いち个脉冲。

恒星こうせい在ざい演えんじ化か末期まっき，缺乏けつぼう继续燃もえ烧所需要じゅよう的てき核かく反はん应原料りょう，内部ないぶ辐射压降くだ低てい，由ゆかり于其自身じしん的てき引力いんりょく作用さよう逐渐坍缩。质量不ふ夠大(約やく數すう倍ばい太陽たいよう質量しつりょう)的てき恒星こうせい坍缩后きさき依よ靠もたれ电子简并压力与あずか引力いんりょく相しょう抗こう衡，成なり为白しろ矮星，而在质量比ひ这還大だい的てき恒星こうせい里さと面めん，电子被ひ压入原子核げんしかく，形成けいせい中子なかご，这时候こう恒星こうせい依よ靠もたれ中子なかご的てき简并压与引力いんりょく保持ほじ平衡へいこう，这就是ぜ中子なかご星ぼし。典型てんけい中子なかご星ぼし的てき半径はんけい只ただ有ゆう几公里さと到いた十じゅう几公里さと，质量却在1-2倍ばい太ふとし阳质量りょう之の间，因いん此其密度みつど可か以达到いた每まい立方りっぽう厘りん米まい上じょう亿吨。由よし于恒星ぼし在ざい坍缩的てき时候角すみ动量守恒もりつね，坍缩成なり半径はんけい很小的てき中子なかご星ぼし后きさき自じ转速度ど往往おうおう非常ひじょう快こころよ。又また因いん为恒星ぼし磁场的てき磁轴与あずか自じ转轴通常つうじょう不ふ平行へいこう，有ゆう的てき夹角甚至达到90度ど，而电磁波は只ただ能のう从磁极的位置いち发射出来でき，形成けいせい圆锥形がた的てき辐射区く。

此外，在ざい脈みゃく衝星便びん是ぜ中子なかご星ぼし的てき證據しょうこ中ちゅう，其中一いち個こ便びん是ぜ我わが們在蟹かに狀じょう星雲せいうん（M1；原ばら天てん關せき客きゃく星ぼし，SN 1054）確實かくじつ也發現はつげん了りょう一いち個こ週しゅう期き約やく0.033s的てき脈みゃく衝星。

脉冲星ぼし靠もたれ消耗しょうもう自じ转能而弥补辐射出しゃしゅつ去さ的てき能のう量りょう，因いん而自转会逐渐放慢。但ただし是ぜ这种变慢非常ひじょう缓慢，以致于信号ごう周期しゅうき的てき精せい确度能のう够超过原子げんし钟。[18][19] 而从脉冲星ぼし的てき周期しゅうき就可以推测出其年龄的大小だいしょう，周期しゅうき越えつ短たん的てき脉冲星ぼし越年えつねん轻。

当とう脉冲星ぼし的てき自じ旋周期き充分じゅうぶん减慢时，无线电脉冲星机つくえ制せい被ひ认为会かい关闭（所ところ谓的“死亡しぼう线”）。 这种关闭似に乎发生せい在ざい大だい约1000万まん–1亿年之の后きさき，这意味いみ着ぎ在ざい宇宙うちゅう136亿年的てき年とし龄产生せい的てき所有しょゆう中子なかご星ぼし中ちゅう，大だい约99％不ふ再さい脉动[20]。

儘管人じん們普遍ふへん接受せつじゅ脈みゃく衝星是ぜ快速かいそく旋轉せんてん的てき中子なかご星ぼし的てき一般いっぱん情況じょうきょう，但ただし马克斯·普ふ朗ろう克かつ地ち外がい物理ぶつり研究所けんきゅうじょ的てき沃納·貝かい克かつ爾なんじ(Werner Becker )在ざい2006年ねん表示ひょうじ：“即そく使つかい在ざい近きん40年ねん的てき工作こうさく之の后きさき，脈みゃく衝星如何いか發射はっしゃ輻射ふくしゃ的てき理論りろん仍處於起步ふ階段かいだん。” [21]

毫秒脉冲星ぼし

编辑
主しゅ条目じょうもく：毫秒脈みゃく衝星

20世せい纪80年代ねんだい，人にん们又发现了りょう一いち类所谓的毫秒脉冲星ぼし，它们的てき周期しゅうき非常ひじょう短たん，只ただ有ゆう毫秒量りょう级，之これ前まえ的てき仪器虽然能のう探さがせ测到，但ただし是ぜ很难将はた脉冲分ぶん辨べん出来でき。研究けんきゅう发现毫秒脉冲星ぼし并不年ねん轻，这就对传统的“周期しゅうき越こし短たん越年えつねん轻”的てき理り论提出ていしゅつ了りょう挑战。进一步的研究发现毫秒脉冲星与密接みっせつ聯れん星ぼし有ゆう关。

脉冲双そう星ほし

编辑

1974年ねん，美国びくに的てき拉ひしげ塞ふさが尔·赫尔斯和わ约瑟夫おっと·泰たい勒发现了りょう第だい一个脉冲双星系统。它由一いち颗脉冲星，PSR 1913+16，与あずか一颗中子星构成，轨道周期しゅうき很短，仅为7.75小しょう时。轨道的てき偏心へんしん率りつ为0.617。当とう两颗子こ星ほし相互そうご靠もたれ得え很近时，极强的てき引力いんりょく辐射会かい导致它们的てき距离愈いよいよ加か靠もたれ近きん，轨道周期しゅうき会かい逐渐变短。通つう过精确地测量射しゃ电脉冲双星ぼし轨道周期しゅうき的てき变化可か以检测引力いんりょく波は的てき存在そんざい，验证广义相しょう对论。赫尔斯和泰たい勒也因いん此获得とく1993年ねん的てき诺贝尔物理学りがく奖。

2003年ねん4月がつ，研究けんきゅう人じん员发现PSRJ0737－3039A的てき周期しゅうき为22毫秒，并且在ざい有ゆう规律地ち变化。人ひと们认为这是ぜ一个罕见的双脉冲星系统，两颗子こ星ほし都と是ぜ脉冲星ぼし，并且辐射束たば都と扫过地球ちきゅう。观测显示，这对双そう脉冲星ほし系けい统的A星ほし是ぜ一いち颗1.337太ふとし阳质量的りょうてき毫秒脉冲星ぼし，周期しゅうき22毫秒，B星ほし是ぜ一いち颗1.251太ふとし阳质量的りょうてき正常せいじょう脉冲星ぼし，周期しゅうき2.27秒びょう。两颗子こ星ほし相互そうご环绕的てき轨道周期しゅうき仅为2.4小しょう时，轨道偏心へんしん率りつ为0.088,平均へいきん速度そくど达到0.1%光速こうそく。这个双そう脉冲星ほし系けい统的发现为检测引力いんりょく波は的てき存在そんざい带来了りょう新しん的てき希望きぼう。

命名めいめい规则

编辑

脉冲星ぼし的てき命名めいめい由よし脉冲星ぼし英文えいぶん（Pulsating Source of Radio）的てき缩写PSR加か上じょう其赤あか经赤あか纬坐すわ标组成なり。如PSR B1937+21，1937是ぜ指ゆび该脉冲星位い于赤あか经19 h 37 m，+21是ぜ指ゆび其位于赤あか纬+21°，B意味いみ着ぎ赤あか经赤纬值是ぜ归算到いた历元1950年ねん的てき值。此外，J则表示ひょうじ赤あか经赤纬值是ぜ归算到いた历元2000年ねん的てき值。

在ざい起おこり初はつ，像ぞうCP 1919一いち样，天文台てんもんだい使用しよう的てき一いち个字母はは，脉冲星ぼし的てき使用しよう的てき字母じぼ为P，而RA的てき度数どすう和わ弧こ分ぶん数かず则使用しよう两位数すう。 代表だいひょう天文台てんもんだい的てき一个字母的含义如下。

现代惯例在ざい较旧的てき数字すうじ前面ぜんめん加か上じょう一いち个B（例れい如PSR B1919+21），其中B表示ひょうじ坐すわ标是1950.0纪元。 所有しょゆう新しん的てき脉冲星ほし都と有ゆう一いち个指示しじ2000.0坐すわ标的J，还具有ぐゆう包括ほうかつ分ぶん钟在内的ないてき偏へん角かく（例れい如PSR J1921+2153）。 在ざい1993年ねん之の前ぜん被ひ发现的てき脉冲星ぼし倾向于保留ほりゅう其B名称めいしょう而不是ぜ使用しよう其J名称めいしょう（例れい如，PSR J1921+2153更さら通常つうじょう被ひ称しょう为PSR B1919 + 21）。 最近さいきん发现的てき脉冲星ぼし只ただ有ゆうJ名称めいしょう（例れい如PSR J0437−4715）。 所有しょゆう脉冲星ほし都と有ゆう一いち个J名称めいしょう，可か以提供ていきょう其在天ざいてん空中くうちゅう位置いち的てき更さら精せい确坐标[22]。

分ぶん类

编辑

根ね据すえ电磁辐射动力的てき来らい源げん，天文学てんもんがく家か目前もくぜん已やめ知ち三类不同的脉冲星：

尽つき管かん所有しょゆう这三类物体都是中子なかご星ぼし，但ただし它们的てき可か观察行ぎょう为和基本きほん物理ぶつり学がく却大不ふ相あい同どう。 但ただし是ぜ，存在そんざい一いち些连接せっ。例れい如，X射い线脉冲星可能かのう曾经是ぜ旋转动力脉冲星ぼし，已やめ经失去さ了りょう大だい部分ぶぶん动力，并且只ただ有ゆう在ざい其聯れん星ぼし同伴どうはん膨胀并开始はじめ将しょう物ぶつ质转移うつり到いた中子なかご星ぼし之の后きさき才ざい重おも新しん可か见。

著名ちょめい的てき脉冲星ぼし

编辑
300 pc以内いない的てき脉冲星ぼし[23]
PSR 距离
(pc)		 年とし龄
(Myr)
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
 
费米伽とぎ玛射线空间望远镜探さがせ测到的てき伽とぎ马射线脉冲星。

此处列れつ出で的てき脉冲星ぼし要よう么是最早もはや发现的てき这种脉冲星ぼし，要よう么就是ぜ代表だいひょう已やめ知ち脉冲星ぼし种类群ぐん中ちゅう某ぼう种类型がた的てき极端事件じけん，例れい如，测量周期しゅうき最短さいたん。

  • 发现的てき第だい一いち颗脉冲星：CP 1919(现在命名めいめい为PSR1919+21），也就是ぜ上じょう文ぶん贝尔小しょう姐あね发现的てき那な颗脉冲星，位い于狐狸こり座ざ方向ほうこう，脉冲周期しゅうき1.33730119227秒びょう，脉冲宽度0.04秒びょう。1967年ねん被ひ发现（Nature 217,709-713,1968）。
  • 发现的てき第だい一いち颗脉冲双星ぼし：PSR B1913+16
  • 发现的てき第だい一个毫秒脉冲星：PSR B1937+21
  • 发现的てき第だい一颗带有行星系统的脉冲星：PSR B1257+12
  • 发现的てき第だい一颗双脉冲星系统：PSR J0737-3039
  • 发现的てき第だい一いち个X射い线脉冲星：半はん人にん马座X-3
  • 最さい亮あきら的てき脈みゃく衝星（在ざい電波でんぱ頻しき率りつ）：船ふね帆ほ座ざ脉冲星ぼし（PSR J0835-4510 或ある PSR B0833-45）
  • 最さい亮あきら的てき毫秒脈みゃく衝星：PSR J0437−4715
  • 最短さいたん週しゅう期き的てき脉冲星ぼし：PSR J1748-2446ad，週しゅう期き时间约为〜0.0014秒びょう或ある〜1.4毫秒（每秒まいびょう自轉じてん716次じ）。
  • 最さい长的脉冲星ぼし周期しゅうき为118.2秒びょう，也是唯ただ一已知的白矮星脉冲星天てん蠍さそり座ざAR。

图库

编辑

参まいり阅

编辑
 
维基共ども享とおる资源上うえ的てき相しょう关多媒体ばいたい资源：脉冲星ぼし

参考さんこう文献ぶんけん

编辑
  1. ^ 秦はた一男かずお. 波なみ霎閃耀憶君くん山やま. 科學かがく人じん. 2018, 200 [2023-07-26]. （原始げんし内容ないよう存そん档于2023-07-26） （中ちゅう文ぶん（臺灣たいわん））. 
  2. ^ NASA's NICER Delivers Best-ever Pulsar Measurements, 1st Surface Map. [2021-03-06]. （原始げんし内容ないよう存そん档于2021-03-01）. 
  3. ^ Sullivan, Walter. PULSAR TERMED MOST ACCURATE 'CLOCK' IN SKY. NY Times. The New York Times. February 9, 1983 [January 15, 2018]. （原始げんし内容ないよう存そん档于2021-04-28）. 
  4. ^ An Independent 1967 Discovery of Pulsars. 40 YEARS OF PULSARS: Millisecond Pulsars, Magnetars and More. AIP Conference Proceedings, Volume 983, pp. 642-645 (2008). 
  5. ^ Baade, W.; Zwicky, F. Remarks on Super-Novae and Cosmic Rays (PDF). Physical Review. 1934, 46 (1): 76 [2021-03-10]. Bibcode:1934PhRv...46...76B. doi:10.1103/PhysRev.46.76.2. （原始げんし内容ないよう存そん档 (PDF)于2021-02-24）. 
  6. ^ Woltjer, L. X-rays and Type I Supernova Remnants. Astrophysical Journal. 1964, 140: 1309 [2021-03-10]. Bibcode:1964ApJ...140.1309W. doi:10.1086/148028. （原始げんし内容ないよう存そん档于2020-05-10）. 
  7. ^ Pacini, F. Energy Emission from a Neutron Star. Nature. 1967, 216 (5115): 567–568. Bibcode:1967Natur.216..567P. S2CID 4282721. doi:10.1038/216567a0. 
  8. ^ Gold, T. Rotating Neutron Stars as the Origin of the Pulsating Radio Sources. Nature. 1968, 218 (5143): 731–732. Bibcode:1968Natur.218..731G. S2CID 4217682. doi:10.1038/218731a0. 
  9. ^ ``Crab nebula pulsar NP 0532 （页面存そん档备份，存そん于互联网档案あん馆） 1969, J. M. Comella, H. D. Craft, R. V. E. Lovelace, J. M. Sutton, G. L. Tyler Nature 221 (5179), 453-454
  10. ^ ``Digital Search Methods for Pulsars （页面存そん档备份，存そん于互联网档案あん馆） 1969, R. V. E. Lovelace, J. M. Sutton, E. E. Salpeter Nature 222 (5190), 231-233
  11. ^ ``On the discovery of the period of the Crab Nebula pulsar （页面存そん档备份，存そん于互联网档案あん馆） R. V. E. Lovelace and G. L. Tyler 2012, The Observatory, 132, 186.
  12. ^ Lyne & Graham-Smith, pp. 1–7 (1998).
  13. ^ Weisberg, J.M.; Nice, D.J. & Taylor, J.H. Timing measurements of the relativistic binary pulsar PSR B1913+ 16. The Astrophysical Journal. 2010, 722 (2): 1030–1034. Bibcode:2010ApJ...722.1030W. S2CID 118573183. arXiv:1011.0718  . doi:10.1088/0004-637X/722/2/1030. 
  14. ^ Nobel Prize in Physics 1993. [2010-01-07]. （原始げんし内容ないよう存そん档于2012-06-22）. 
  15. ^ D. Backer; Kulkarni, Shrinivas R.; Heiles, Carl; Davis, M. M.; Goss, W. M. A millisecond pulsar. Nature. 1982, 300 (5893): 315–318. Bibcode:1982Natur.300..615B. S2CID 4247734. doi:10.1038/300615a0. 
  16. ^ Buckley, D. A. H.; Meintjes, P. J.; Potter, S. B.; Marsh, T. R.; Gänsicke, B. T. Polarimetric evidence of a white dwarf pulsar in the binary system AR Scorpii. Nature Astronomy. 2017-01-23, 1 (2): 0029. Bibcode:2017NatAs...1E..29B. ISSN 2397-3366. S2CID 15683792. arXiv:1612.03185  . doi:10.1038/s41550-016-0029 （英えい语）. 
  17. ^ Gold, T., Pacini, F., 1968, Astrophysical Journal, 152, L115. NASA ADS
  18. ^ Marissa Cevallos, Science News,"HOW TO USE A PULSAR TO FIND STARBUCKS"[1] （页面存そん档备份，存そん于互联网档案あん馆）,Discovery News,Wed Nov 24, 2010 10:21 AM ET .
  19. ^ Angelo Tartaglia,Matteo Luca Ruggiero,Emiliano Capolongo,"A null frame for spacetime positioning by means of pulsating sources"[2] （页面存そん档备份，存そん于互联网档案あん馆）,arxiv.org,Oct.10th 2010.
  20. ^ Pulsars. www.cv.nrao.edu. [2021-03-10]. （原始げんし内容ないよう存そん档于2020-11-12）. 
  21. ^ Old Pulsars Still Have New Tricks to Teach Us. Staff. ESA. 26 July 2006 [30 April 2013]. （原始げんし内容ないよう存そん档于2012-10-19）. 
  22. ^ Lyne, Andrew G.; Graham-Smith, Francis. Pulsar Astronomy. Cambridge University Press, 1998.
  23. ^ 引用いんよう错误：没ぼつ有ゆう为名为aj141_5_165的てき参考さんこう文献ぶんけん提供ていきょう内容ないよう

外部がいぶ链接

编辑
检索自じ“https://zh.wikipedia.org/w/index.php?title=脉冲星ぼし&oldid=83634966”