Pulsar

Un pulsar est le nom donné à une étoile à neutrons, tournant particulièrement rapidement sur elle-même et, émettant un fort rayonnement électromagnétique dans la direction de son axe magnétique.



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Définitions :

  • Étoile à neutrons en rotation rapide sur elle-même et émettant des ondes radio à intervalles réguliers.... (source : fr.wiktionary)

Un pulsar est le nom donné à une étoile à neutrons, tournant particulièrement rapidement sur elle-même (période typique de l'ordre de la seconde, ou alors nettement moins pour les pulsars milliseconde) et , émettant un fort rayonnement électromagnétique dans la direction de son axe magnétique. Le nom de pulsar vient de ce que lors de leur découverte, ces objets ont tout d'abord été interprétés comme étant des étoiles variables sujettes à des pulsations particulièrement rapides. Pulsar est l'abréviation de «pulsating radio source» (source radio pulsante). Cette hypothèse s'est rapidement avérée incorrecte, mais le nom est resté.

Image composite visible/rayon X du pulsar du Crabe, né de la supernova historique SN 1054, montrant le gaz environnant la nébuleuse agité par le champ magnétique et le rayonnement du pulsar. Image NASA.

Généralités

L'axe magnétique d'une étoile à neutrons n'étant généralement, à l'instar de la Terre, pas idéalement aligné avec son axe de rotation, la région d'émission correspond à un instant donné à un faisceau, qui balaie au cours du temps un cône du fait de la rotation de l'astre. Un pulsar se signale pour un observateur distant sous la forme d'un signal périodique, la période correspondant à la période de rotation de l'astre. Ce signal est extrêmement stable, car la rotation de l'astre l'est aussi, cependant il ralentit particulièrement un peu au cours du temps.

Les pulsars sont issus de l'explosion d'une étoile massive en fin de vie, phénomène nommé supernova (plus exactement supernova à effondrement de cœur, l'autre classe de supernovæ, les supernovæ thermonucléaires ne laissant pas derrière elles de résidu compact). L'ensemble des supernovæ à effondrement de cœur ne donnent pas naissance à des pulsars, certaines laissant derrière elles un trou noir. Si une étoile à neutrons a une durée de vie virtuellement illimitée, le phénomène d'émission caractéristique d'un pulsar ne se produit généralement que pendant quelques millions d'années, après quoi il devient trop faible pour être détectable avec les technologies actuelles.

Les pulsars ont été découverts en 1967 de façon quelque peu fortuite par Antony Hewish et son étudiante Jocelyn Bell (maintenant Jocelyn Bell-Burnell) qui étudiaient des phénomènes de scintillation réfractive dans le domaine radio et avaient par conséquent besoin d'un instrument mesurant des variations d'un signal radio sur des courtes durées (une fraction de seconde). L'instrument a par conséquent permis de détecter la variation périodique d'objets qui se sont avérés être des pulsars, le premier d'entre eux portant le nom de PSR B1919+21 (ou CP 1919 à l'époque). Cette découverte fut récompensé par le prix Nobel de physique, attribué en 1974 à Hewish mais aussi son collaborateur Martin Ryle, qui avaient construit l'instrument ayant permis la découverte, mais pas à Jocelyn Bell, chose qui apparaît actuellement comme étant une injustice.

Les pulsars ont depuis permis le développement important de particulièrement nombreuses disciplines de l'astrophysique, allant de tests de la relativité générale et de la physique de la matière condensée, jusqu'à l'étude de la structure de la Voie lactée et évidemment des supernovæ. L'étude d'un pulsar binaire, PSR B1913+16, a pour la première fois permis de mettre en évidence la réalité du rayonnement gravitationnel prédit par la relativité générale, et a aussi été récompensée du prix Nobel de physique (Russell Alan Hulse et Joseph Hooton Taylor, en 1993).

Du fait que l'émission d'un pulsar est cantonnée à un cône, la plupart de pulsars sont inobservables depuis la Terre, car celle-ci ne se trouve pas dans le cône balayé par le faisceau de nombreux pulsars. Néanmoins, plus de 2 000 pulsars sont connus à l'heure actuelle (2007), la quasi totalité d'entre eux étant localisés dans la Voie lactée ou certains de ses amas globulaires, les autres, particulièrement peu nombreux, étant localisés dans les deux Nuages de Magellan. Même un pulsar aussi énergétique que le pulsar le plus énergétique connu (le pulsar du Crabe, aussi nommé PSR B0531+21) serait a priori indétectable s'il était observé depuis la galaxie d'Andromède (M31), aussi la Voie lactée et les Nuages de Magellan sont-elles les seules galaxies où il semble envisageable d'étudier ces objets avec les technologies actuelles.

Il existe une grande variété de types de pulsars (pulsars radio, pulsars X, pulsars X anormaux, magnétars, pulsars milliseconde), dont les propriétés dépendent principalement de leur âge et de leur environnement.

Historique de la découverte

Les pulsars ont été découverts en 1967 par Jocelyn Bell et Antony Hewish à Cambridge tandis qu'ils utilisaient un radiotélescope pour étudier la scintillation des quasars. Ils trouvèrent un signal particulièrement régulier, constitué de courtes impulsions de rayonnement se répétant de façon particulièrement régulière (la période de 1, 337301192 seconde étant ultérieurement mesurée avec une très haute précision). L'aspect particulièrement régulier du signal plaidait pour une origine artificielle, mais une origine terrestre était exclue car le temps qu'il prenait pour réapparaître était un jour sidéral et pas un jour solaire, indiquant une position fixe sur la sphère céleste, chose impossible, même pour un satellite artificiel.

Ce nouvel objet fut baptisé CP 1919 pour Cambridge Pulsar [à proximité de] 19h 19m [d'ascension droite] et est appelé actuellement PSR B1919+21 pour PulSaR à 19h19m en ascension droite et +21° de déclinaison. Pour l'anecdote, la désignation d'origine donnée par Jocelyn Bell et Antony Hewish était «LGM-1», pour Little Green Men-1 (litt. «petits hommes verts-1»), car le signal faisait penser à celui provenant d'une balise qui aurait été fabriquée par une intelligence extraterrestre. Après maintes spéculations, il fut admis que l'unique objet naturel qui pourrait être responsable de ce signal était une étoile à neutrons en rotation rapide. Ces objets n'avaient pas toujours à l'époque été observés, mais leur existence comme produit de l'explosion d'une étoile massive en fin de vie ne faisait guère de doute. La découverte du pulsar PSR B0531+21 au sein de la Nébuleuse du Crabe (M1), résultat de la supernova historique SN 1054 abondamment décrite par les astronomes d'extrême-Orient (Chine, Japon) acheva de parfaire l'identification entre pulsars et étoiles à neutrons.

La population de pulsars s'enrichit progressivement de nouveaux objets, dont certains avaient des propriété atypiques. Ainsi, le premier pulsar binaire, c'est-à-dire faisant partie d'un dispositif binaire fut découvert en 1974. Il possédait la propriété remarquable de posséder comme compagnon une autre étoile à neutrons, formant avec lui un dispositif binaire en orbite extrêmement serrée, au point que la gravitation universelle ne permet pas d'expliquer les détails de l'orbite du pulsar, révélée par les modulations des temps d'arrivée de l'émission pulsée de ces objets. La précision élevée des mesures a permis aux astronomes de calculer la perte d'énergie orbitale de ce dispositif, qu'on attribue à l'émission d'ondes gravitationnelles. Un dispositif toujours plus remarquable fut découvert en 2004, le pulsar double PSR J0737-3039. Ce dispositif se compose de deux étoiles à neutrons, qui sont toutes deux vues comme des pulsars. Ils forment le dispositif avec une étoile à neutron le plus serré connu à ce jour, avec une période orbitale d'environ deux heures. Toujours plus remarquable, l'inclinaison de ce dispositif est particulièrement basse (le dispositif est presque vu dans son plan orbital), au point qu'un phénomène d'éclipse se produit pendant quelques dizaines de secondes lors de la révolution du dispositif. Cette éclipse n'est pas due au masquage du pulsar d'arrière-plan par la surface de celui d-avant-plan, mais au fait que les pulsars sont entourés d'une région fortement magnétisée et siège de phénomène électromagnétiques complexes, la magnétosphère. Cette magnétosphère est susceptible d'empêcher la propagation du rayonnement issu du pulsar d'arrière-plan, offrant l'opportunité unique d'étudier la structure de la magnétosphère de ces objets.

Dans les années 1980, on découvrit les pulsars millisecondes, qui, comme leur nom l'indique, possèdent des périodes de quelques millisecondes (typiquement entre 2 et 5). Depuis 1982, le pulsar PSR B1937+21 possédait la fréquence de rotation la plus élevée. Sa fréquence de rotation s'élevait à 642 Hz. Au cours du mois de janvier 2006, une publication a fait état de la détection d'un pulsar baptisé PSR J1748-2446ad (ou Ter5ad pour faire plus court, le pulsar étant localisé au sein de l'amas globulaire Terzan 5) et dont la fréquence de rotation s'élève à 716 Hz. La recherche des pulsar à la rotation la plus rapide est d'un intérêt élevé pour l'étude de ces objets. En effet, leur période de rotation maximale est directement liée à leur taille : plus leur taille est petite, plus leur vitesse de rotation maximale peut être élevé, ceci parce que la vitesse de rotation d'un objet est limité par le fait que la force centrifuge ne peut excéder la force de gravitation, sans quoi l'objet perdrait spontanément la masse localisé dans ses régions équatoriales. La force centrifuge subie par les régions équatoriales augmente avec la taille de l'objet, tandis que sa gravité de surface diminue. Un objet en rotation particulièrement rapide est ainsi signe d'un objet intrinsèquement petit, ce qui peut permettre de fixer sa structure interne, une étoile à neutrons particulièrement petite étant signe non pas dun objet peu massif, mais d'un objet particulièrement compact.

Observation et détection des pulsars

Les pulsars sont généralement plus aisément observables en radio. Leur détection requiert par contre un certain soin. En effet, la vitesse de propagation des ondes radio est particulièrement un peu inférieure à celle de la lumière du fait de la densité particulièrement faible mais non nulle du milieu interstellaire. Les calculs indiquent que cette vitesse de propagation dépend de la longueur d'onde d'observation. En conséquence de quoi, le train de pulses d'un pulsar va arriver décalé d'une fréquence à l'autre, ce qu'on nomme mesure de dispersion. Si on observe sur une bande de fréquence trop large, alors le décalage des temps d'arrivée peut devenir supérieur à la période du pulsar, et on perd l'émission périodique de ce dernier. Pour détecter un pulsar, il convient par conséquent d'observer des bandes de fréquences particulièrement étroites. Le problème est tandis que la densité de flux reçue est particulièrement faible. En pratique, on contourne le problème en observant plusieurs bandes de fréquence et en regardant si on arrive à les combiner en un signal périodique une fois supposée la présence de dispersion.

Le tableau ci-dessous liste les principales opérations dédiées sur l'un des grands radiotélescopes terrestres en vue de détecter des pulsars.

Observatoire Fréquence
de recherche
(MHz)
Canaux et
bande passante
(MHz)
Échantillonnage
(ms)
Sensibilité
(mJy)
Région couverte Nombre
de pulsars
découverts
Année et références
Molonglo 408 4 - - - 31 1968[2], 1969[3]
Jodrell Bank 408 4 40 10 0°<l<40°
|b|<10°
31 1970[4], [5]
Arecibo 430 8 5, 6 - 35°<l<75° et 170°<l<75°
|b|<4°
31 1974[6], 1975[7]
Molonglo 408 4 10 - δ<20° 155 1978[8]
Green Bank 408 16 16 - δ>20° 23 1982[9]
Green Bank 390 16 16 2 δ<-18° 34 1985[10], [11]
Green Bank 390 8 2 3 3725 degrés carrés 20 1986[12]
Jodrell Bank 1400 40 2 1 -5°<l<95°, |b|<1° et
95°<l<105°, |b|<0,6°
40 1992[13]
Parkes 1500 80 et 320 0, 3 et 1, 2 2, 5 et 1, 0 270°<l<20°
|b|<10°
46 1992[14]
Arecibo 430 10 0, 25 0, 2 9128 degrés carrés 19 1995[15]
Parkes 436 32 0, 3 3 Ciel austral complet 101 1996[16]
Arecibo 430 8 0, 25 0, 5 680 degrés carrés 12 1996[17]
Arecibo 430 8 0, 2 et 0, 3 0, 7 960 degrés carrés 12 1996[18]
Parkes 1374 96×3 0, 125 0, 5 260°<l<50°
5°<|b|<10°
69 2001[19]
Parkes 1374 96×3 0, 25 0, 17 260°<l<50°
|b|<5°
700 2001[20], 2002[21], 2003[22]

Origine de l'émission «pulsée»

Les impulsions observées sont produites par un rayonnement issu de l'étoile à neutrons en rotation. Du fait que le rayonnement n'est pas isotrope, la rotation de l'étoile provoque une modulation temporelle de ce dernier. L'interprétation en est que les processus de rayonnement sont liés au champ magnétique de l'étoile à neutrons, et que l'axe du champ magnétique n'est pas aligné avec son axe de rotation. Ainsi, le rayonnement, dont il semble probablement qu'il soit centré sur les pôles magnétiques de l'étoiles, est-il émis à un instant donné sous forme de deux faisceaux dans des directions opposées. Ces deux faisceaux balaient l'espace du fait de la rotation de l'étoile à neutron en décrivant un cône d'une certaine épaisseur.

La mise en évidence la plus convaincante du scénario ci-dessus provient de ce que l'étoile à neutrons se comporte ainsi comme un dipôle magnétique en rotation. Une telle configuration est amenée à perdre de l'énergie du fait de sa rotation, aussi la période des signaux du pulsar doit-elle s'allonger avec le temps. Ce phénomène de ralentissement des pulsars est en effet observé de façon quasi systématique dans ces objets[23]. De façon plus précise, il est envisageable de prédire la forme exacte du ralentissement observé des pulsars. D'une part, il est envisageable de comparer l'âge déduit de l'observation du ralentissement avec l'âge réel du pulsar lorsque ce dernier est connu (comme pour le pulsar du Crabe), d'autre part, la loi d'évolution temporelle de la période de rotation du pulsar doit dépendre d'un paramètre nommé indice de freinage dont la valeur attendue est 3. Cet indice est malheureusement assez complexe à mesurer (il ne peut être mis en évidence en quelques années que sur des pulsars jeunes), mais la valeur trouvée est fréquemment assez proche de 3, bien que presque toujours inférieure à cette valeur. La raison de cet écart n'est pas bien connue à l'heure actuelle.

La population des pulsars : le diagramme «P-P point»

Représentation de la totalité de pulsars connus début 2008 dans un diagramme montrant en abscisse leur période P (exprimée en secondes) et en ordonnée leur ralentissement (exprimé en seconde par seconde, soit un nombre sans dimension). Quelques types de pulsars sont représentés par divers codes de couleurs. Les pulsars ordinaires sont en rouge (+), les pulsars possédant une émission de haute énergie sont en bleu (*), parmi ceux-ci les pulsars X anormaux sont en vert (×) et les pulsars présents dans les dispositifs binaires sont en violet (carrés). De façon manifeste, les différentes sous-classes de pulsars ne se répartissent pas aléatoirement dans le diagramme.

Le phénomène de ralentissement des pulsars provoque une lente augmentation de la période P d'un pulsar, qui est vu comme étant lentement croissante au cours du temps. Cet accroissement est habituellement noté \dot P (prononcer «P point», ou dot P en franglais), la dérivée temporelle d'une quantité physique étant généralement notée avec un point surmontant ladite quantité. Le temps caractéristique avec lequel la période augmente est de l'ordre de l'âge du pulsar. Ces objets étant pour la majorité détectables pendant plusieurs millions d'années, le taux d'accroissement de la période d'un pulsar est extrêmement lent. Même si ce taux d'accroissement est assez facile à mettre en évidence (en quelques heures d'observation uniquement), il n'en demeure pas moins que les pulsars peuvent être vus comme des horloges naturelles extragénéralement stables, dont la stabilité à long terme est comparable à celle des meilleures horloges atomiques terrestres.

Le diagramme P-P point révèle plusieurs types de pulsars.

  • Le gros de la population des pulsars a une période de rotation centrée sur une seconde (entre 0, 2 et 2 secondes) et un ralentissement entre 10-14 et 10-16. Ces deux chiffres illustrent l'extrême stabilité du signal émis par un pulsar. Le temps caractéristique mis par sa période pour fluctuer d'un facteur 2 (en supposant que la période fluctue linéairement avec le temps) est identique à P / \dot P, soit, avec des valeurs de 1 seconde et 10-15 pour la période et le ralentissement, 1015 secondes, soit plusieurs dizaines de millions d'années. L'amplitude du ralentissement est directement liée au champ magnétique du pulsar. Ce dernier est extrêmement élevé, principalement parce que lors de l'effondrement du cœur de l'étoile qui donne naissance à la supernova, le flux magnétique B R2 est conservé, où B est le champ magnétique et R le rayon de l'étoile. R pasant d'une valeur de plusieurs dizaines de milliers de kilomètres à une dizaine de kilomètre, le champ magnétique se voit énormément augmenté
  • Certains pulsars ne sont pas seulement observés dans le domaine radio, mais présentent une émission modulée de haute énergie, c'est-à-dire dans le domaine des rayons X ou des rayons gamma. Ces pulsars ont un ralentissement particulièrement élevé, supérieur à 10-14 ou alors 10-10. La valeur élevée du ralentissement indique des objets jeunes, hypothèse compatible avec une émission de haute énergie. Ces pulsars à émission de haute énergie se scindent en deux populations différentes : une avec une courte période (de l'ordre de 0, 1 seconde) et un ralentissement modérément élevé (entre 10-13 et 10-14, l'autre avec une période particulièrement longue (entre 5 et 12 secondes) et un ralentissement particulièrement élevé (pouvant dépasser 10-10). Cette seconde classe représente ce qu'on nomme les pulsars X anormaux (voir ci-dessous).
  • Il existe des pulsars localisés dans des dispositifs binaires. Ceci n'est pas étonnant étant donné que la majorité des étoiles naissent dans les dispositifs binaires. Une étoile a une durée de vie d'autant plus brève que sa masse est élevée. Une étoile massive, à même de produire en fin de vie une supernova puis une étoile à neutrons va ainsi laisser cette dernière en orbite autour de son compagnon. Il peut paraître étonnant qu'un dispositif binaire survive à une explosion de supernova. Les calculs indiquent cependant que c'est le cas. Dans une telle configuration, la seconde étoile va poursuivre son évolution. Lors de celle-ci, elle va être susceptible de perdre de la masse, par exemple en raison du phénomène de vent stellaire, ou lors d'une phase dite de géante rouge où son volume augmente énormément au point qu'une partie de ses couches externes soient captées par l'étoile à neutron voisine (on parle alors d'accrétion). Dans un tel cas, la matière ainsi arrachée suit une trajectoire complexe avant de s'écraser en spiralant à la surface de l'étoile à neutrons, à laquelle elle confère le moment cinétique qu'elle a acquis. Ce phénomène provoque une accélération de la période de rotation du pulsar, qui se voit ainsi «recyclé», acquérant une nouvelle fois une période de rotation particulièrement faible, typiquement de 2 à 20 millisecondes. De tels pulsars sont nommés, pour des raisons évidentes, pulsars millisecondes. Leur ralentissement est par contre particulièrement faible, signe que leur champ magnétique a énormément baissé. La raison expliquant ce phénomène est mal connue actuellement, il semble qu'elle soit intimement liée au processus d'accrétion qui recycle le pulsar.

Évolution des pulsars

Partant d'une période de rotation d'origine probablement particulièrement rapide (quelques dizaines de millisecondes, ou alors quelques millisecondes uniquement), les pulsars ralentissent lentement. De temps à autre, on observe de particulièrement brusques bien que faibles variations de cette vitesse de rotation, un phénomène nommé glitch. Une interprétation de ce phénomène était que le pulsar devait régulièrement ajuster la forme de sa croûte solide du fait du ralentissement de sa rotation, la croûte devant être de plus en plus sphérique. On parle ainsi de «tremblement d'étoile», quoique le terme de «tremblement de croûte» soit plus adequat (starquake ou crustquake en anglais, par ressemblance à earthquake qui veut dire «tremblement de terre»). Cette interprétation est compatible avec les observations pour certains pulsars, mais se heurte au comportement d'autres pulsars, surtout celui de Vela. Il est actuellement établi qu'au moins pour certains pulsars, le phénomène de glitch est dû à un couplage complexe entre la croûte solide de l'étoile à neutrons et son cœur, qui est superfluide. Un modèle naïf décrit ainsi l'étoile à neutrons comme composé de deux couches, la croûte et le cœur, qui voient leur rotation amenée à se désolidariser brusquement avant que par viscosité les deux se synchronisent à nouveau, à l'instar d'un œuf frais auquel on imprime un mouvement de rotation. La rotation de la coquille de l'œuf, au début particulièrement rapide, ralentit à mesure que les forces visqueuse entraînent le jaune et le blanc d'œuf à la même vitesse que la coquille (au départ seule la coquille est en rotation et par conservation du moment cinétique, la rotation d'ensemble de la configuration d'équilibre où tout est en rotation synchrone est plus lente que celle où seule la coquille est en rotation).

Voir aussi

  • Quelques pulsars célèbres :
  • Termes techniques associés :
  • Plus particulièrement lié au signal radio lui-même :
    • Pulse (astronomie)
    • Sous pulse
    • Dérive de pulse
  • Quelques acteurs de l'étude des pulsars
  • Les principaux observatoire ayant découvert des pulsars :
  • Liens externes

    Notes

    1. Une binaire X peut aussi est être composée de la combinaison étoile-trou noir, qui peut être particulièrement complexe à distinguer d'une combinaison étoile-pulsar.
    2. (en) M. I. Large, A. E. Vaughan & R. Wielebinski, Pulsar Search at the Molonglo Radio Observatory, Nature, 220, 753-756 (1968) Voir en ligne (accès restreint) .
    3. (en) A. E. Vaughan, M. I. Large & R. Wielebinski, Three New Pulsars, Nature, 222, 963 (1969) Voir en ligne (accès restreint) .
    4. (en) J. G. Davies, M. I. Large & A. C. Pickwick, Five New Pulsars, Nature, 227, 1123-1124 (1970) Voir en ligne (accès restreint) .
    5. (en) J. G. Davies & M. I. Large, A single-pulse search for pulsars, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 149, 301-310 (1970) Voir en ligne.
    6. (en) R. A. Hulse & J. H. Taylor, A High-Sensitivity Pulsar Survey, Astrophysical Journal Letters, 191, L59-L61 (1974) Voir en ligne.
    7. (en) R. A. Hulse & J. H. Taylor, A deep sample of new pulsars and their spatial extent in the galaxy, Astrophysical Journal Letters, 201, L55-L59 (1975) Voir en ligne.
    8. (en) Richard Manchester et al. , The second Molonglo pulsar survey - discovery of 155 pulsars, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 185, 409-421 (1978) Voir en ligne.
    9. (en) M. Damashek, et al. , Northern Hemisphere pulsar survey - A third radio pulsar in a binary system, Astrophysical Journal Letters, 253, L57-L60 (1982) Voir en ligne.
    10. (en) G. H. Sokes et al. , A survey for short-period pulsars, Nature, '317, 787-788 (1985) Voir en ligne (accès restreint) .
    11. (en) R. J. Dewey et al. , A search for low-luminosity pulsars, Astrophysical Journal Letters, 294, L25-L29 (1985) Voir en ligne.
    12. (en) G. H. Stokes et al. , Results of two surveys for fast pulsars, Astrophysical Journal, 311, 694-700 (1986) Voir en ligne.
    13. (en) T. R. Clifton et al. , A high-frequency survey of the galactic plane for young and distant pulsars, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 254, 177-184 (1992) Voir en ligne.
    14. (en) Simon Johnston et al. , A high-frequency survey of the southern Galactic plane for pulsars, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 255, 401-411 (1992) Voir en ligne.
    15. (en) R. S. Foster et al. , A High Galactic Latitude Pulsar Survey of the Arecibo Sky, Astrophysical Journal, 454, 826-830 (1995) Voir en ligne.
    16. (en) Richard Manchester et al. , The Parkes Southern Pulsar Survey. I. Observing and data analysis systems and d'origine results, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 279, 1235-1250 (1996) Voir en ligne.
    17. (en) Fernando Camilo et al. , Princeton-Arecibo Declination-Strip Survey for Millisecond Pulsars. I, Astrophysical Journal, 469, 819-827 (1996) Voir en ligne.
    18. (en) P. S. Ray et al. , A Survey for Millisecond Pulsars, Astrophysical Journal, 470, 1103-1110 (1996) Voir en ligne.
    19. (en) R. T. Edwards et al. , The Swinburne intermediate-latitude pulsar survey, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 326, 358-374 (2001) Voir en ligne.
    20. (en) Richard Manchester et al. , The Parkes multi-beam pulsar survey - I. Observing and data analysis systems, discovery and timing of 100 pulsars, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 328, 17-35 (2001) Voir en ligne.
    21. (en) D. J. Morris et al. , The Parkes Multibeam Pulsar Survey - II. Discovery and timing of 120 pulsars, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 335, 275-290 (2002) Voir en ligne.
    22. (en) M. Kramer et al. , The Parkes Multibeam Pulsar Survey - III. Young pulsars and the discovery and timing of 200 pulsars, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 342, 1299-1324 (2003) Voir en ligne.
    23. Il existe quelques exceptions, qui peuvent se ranger dans deux classes : les pulsars compris dans des dispositifs binaires sont susceptibles de voir leur rotation s'accélérer lorsqu'il captent de la matière issue de leur étoile compagnon (phénomène nommé accrétion), et une accélération apparente de la rotation des pulsar peut se produire si on observe le pulsar accélérer dans l'espace selon une direction orientée vers l'observateur, comme par exemple au sein de certains amas globulaires (effet Shklovsky).
    24. Il est probable qu'un certain nombre de sources de rayons gamma actuellement identifiées soient elles aussi des pulsars sans émission radio, mais leur émission gamma est actuellement trop faible pour que leur caractère pulse actuellement mis en évidence.


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