بولسار

الموسوعة الحرة
PSR B1509−58 – الأشعة السينية من تشاندرا ذهبية؛ الأشعة تحت الحمراء من WISE باللون الأحمر والأخضر والأزرق/الحد الأقصى.
رسم متحرك لنجم نابض دوار. تمثل الكرة في المنتصف النجم النيوتروني، وتشير المنحنيات إلى خطوط المجال المغناطيسي، وتمثل المخاريط البارزة مناطق الانبعاث.
رسم توضيحي لتأثير " المنارة " الناتج عن النجم النابض

النجم النابض ( نجم نابض ، على غرار الكوازار ) [ 1 ] هو نجم نيوتروني دوار ذو مغناطيسية عالية ، يُصدر حزمًا من الإشعاع الكهرومغناطيسي من قطبيه المغناطيسيين . [ 2 ] لا يُمكن رصد هذا الإشعاع إلا عندما تكون حزمة الإشعاع مُوجهة نحو الأرض (كما هو الحال مع المنارة التي لا يُمكن رؤيتها إلا عندما يكون ضوءها مُوجهًا نحو الراصد)، وهو المسؤول عن المظهر النبضي للإشعاع. تتميز النجوم النيوترونية بكثافتها العالية وفترات دورانها القصيرة والمنتظمة . ينتج عن ذلك فاصل زمني دقيق للغاية بين النبضات يتراوح من أجزاء من الثانية إلى ثوانٍ بالنسبة للنجم النابض الواحد. تُعد النجوم النابضة من بين المصادر المُحتملة للأشعة الكونية فائقة الطاقة (انظر أيضًا آلية التسارع بالطرد المركزي ).

تُعدّ النبضات المنتظمة للغاية للنجوم النابضة أدوات بالغة الأهمية لعلماء الفلك. فعلى سبيل المثال، استُخدمت رصدات نجم نابض في نظام نجم نيوتروني ثنائي لتأكيد وجود الإشعاع الجاذبي بشكل غير مباشر. اكتُشفت أول الكواكب الخارجية في عام 1992 حول نجم نابض، وتحديدًا PSR B1257+12 . وفي عام 1983، رُصدت أنواع معينة من النجوم النابضة التي تجاوزت، في ذلك الوقت، دقة الساعات الذرية في ضبط الوقت . [ 3 ]

تاريخ الملاحظة

اكتشاف

رُصدت إشارات أول نجم نابض مكتشف لأول مرة بواسطة جوسلين بيل أثناء تحليلها لبيانات مسجلة في 6 أغسطس 1967، من تلسكوب راديوي حديث الإنشاء ساهمت في بنائه. في البداية، اعتبرها مشرفها ومطور التلسكوب، أنتوني هيويش ، تداخلًا لاسلكيًا ، [ 4 ] [ 5 ] إلا أن ظهور الإشارات دائمًا عند نفس الميل والمطلع المستقيم استبعد مصدرًا أرضيًا. [ 6 ] في 28 نوفمبر 1967، تمكنت بيل وهيويش، باستخدام مسجل بيانات سريع ، من تحليل الإشارات على أنها سلسلة من النبضات، متباعدة بانتظام كل 1.337 ثانية. [ 7 ] لم يسبق رصد أي جسم فلكي من هذا النوع من قبل. في 21 ديسمبر، اكتشفت بيل نجمًا نابضًا ثانيًا، مما بدد التكهنات بأن هذه الإشارات قد تكون موجهة إلى الأرض من كائنات ذكية خارج كوكب الأرض . [ 8 ] [ 9 ] [ 10 ] [ 11 ]

عندما أكدت الملاحظات باستخدام تلسكوب آخر وجود الإشعاع، تم استبعاد أي تأثيرات آلية. في هذه المرحلة، قالت بيل عن نفسها وهيويش: "لم نكن نعتقد حقًا أننا التقطنا إشارات من حضارة أخرى، لكن من الواضح أن الفكرة راودتنا، ولم يكن لدينا دليل على أنها انبعاث راديوي طبيعي تمامًا. إنها مشكلة مثيرة للاهتمام - إذا اعتقد المرء أنه ربما اكتشف حياة في مكان آخر من الكون، فكيف يعلن النتائج بمسؤولية؟" [ 12 ] ومع ذلك، أطلقوا على الإشارة اسم LGM-1 ، اختصارًا لـ " الرجال الخضر الصغار " (وهو اسم طريف للكائنات الذكية من أصل خارج الأرض ).

الرسم البياني الذي رصدت فيه جوسلين بيل لأول مرة دليلاً على وجود نجم نابض، معروض في مكتبة جامعة كامبريدج

لم يتم التخلي تمامًا عن "فرضية العصر الجليدي الأخير" إلا بعد اكتشاف مصدر نابض ثانٍ في جزء مختلف من السماء. [ 13 ] أُطلق على هذا النجم النابض لاحقًا اسم CP 1919 ، ويُعرف الآن بعدة أسماء منها PSR B1919+21 وPSR J1921+2153. على الرغم من أن CP 1919 يُصدر إشعاعًا في نطاق موجات الراديو ، فقد وُجد لاحقًا أن النجوم النابضة تُصدر إشعاعًا في نطاق الضوء المرئي والأشعة السينية وأشعة غاما . [ 14 ]

ظهرت كلمة "النبض" لأول مرة في الطباعة عام 1968:

ظهر نوع جديد تمامًا من النجوم في السادس من أغسطس من العام الماضي، وأطلق عليه علماء الفلك اسم "الرجال الخضر الصغار" (LGM). ويُعتقد الآن أنه نوع جديد يقع بين القزم الأبيض والنجم النيوتروني. ومن المرجح أن يُطلق عليه اسم "النجم النابض". وقد أخبرني الدكتور أ. هيويش أمس: "... أنا متأكد من أن جميع التلسكوبات الراديوية اليوم ترصد النجوم النابضة." [ 15 ]

صورة مركبة بصرية/أشعة سينية لسديم السرطان ، تُظهر انبعاث السنكروترون في سديم رياح النجم النابض المحيط ، والذي يتم تشغيله عن طريق حقن المجالات المغناطيسية والجسيمات من النجم النابض المركزي.

اقترح والتر باد وفريتز زويكي لأول مرة وجود النجوم النيوترونية عام 1934، عندما جادلا بأن نجمًا صغيرًا كثيفًا يتكون أساسًا من النيوترونات سينتج عن انفجار مستعر أعظم . [ 16 ] واستنادًا إلى فكرة حفظ التدفق المغناطيسي من نجوم التسلسل الرئيسي المغناطيسية، اقترح لودويج وولتيير عام 1964 أن هذه النجوم النيوترونية قد تحتوي على مجالات مغناطيسية تصل قوتها إلى 10¹⁴ إلى 10¹⁶ غاوس (أي ما يعادل 10¹⁰ إلى 10¹² تسلا ). [ 17 ] وفي عام 1967، قبيل اكتشاف النجوم النابضة، أشار فرانكو باتشيني إلى أن النجم النيوتروني الدوار ذو المجال المغناطيسي سيصدر إشعاعًا، بل ولاحظ أن هذه الطاقة يمكن ضخها إلى بقايا مستعر أعظم حول نجم نيوتروني، مثل سديم السرطان . [ 18 ] بعد اكتشاف أول نجم نابض، اقترح توماس غولد بشكل مستقل نموذجًا لنجم نيوتروني دوار مشابهًا لنموذج باتشيني، وجادل صراحةً بأن هذا النموذج يمكن أن يفسر الإشعاع النبضي الذي رصده بيل بورنيل وهيويش. [ 19 ] في عام 1968، اكتشف ريتشارد ف. إي. لوفليس مع متعاونين معه النجوم الدورية  P≈33{\displaystyle P\approx 33} تم رصد نبضات نجم السرطان النابض باستخدام مرصد أريسيبو . [ 20 ] [ 21 ] وقد أكد اكتشاف نجم السرطان النابض صحة نموذج النجم النيوتروني الدوار للنجوم النابضة. [ 22 ] كانت فترة نبض نجم السرطان النابض، البالغة 33 مللي ثانية، قصيرة جدًا بحيث لا تتوافق مع النماذج الأخرى المقترحة لانبعاثات النجوم النابضة. علاوة على ذلك، سُمي نجم السرطان النابض بهذا الاسم لأنه يقع في مركز سديم السرطان، وهو ما يتوافق مع تنبؤات بادي وزويكي عام 1933. [ 23 ] في عام 1974، أصبح أنتوني هيويش ومارتن رايل ، اللذان طورا تلسكوبات راديوية ثورية ، أول فلكيين يحصلان على جائزة نوبل في الفيزياء ، حيث أشارت الأكاديمية الملكية السويدية للعلوم إلى أن هيويش لعب "دورًا حاسمًا في اكتشاف النجوم النابضة". [ 24 ] ثمة جدل كبير يحيط بحقيقة منح هيويش الجائزة بينما لم تُمنح لبيل، التي حققت الاكتشاف الأولي أثناء دراستها للدكتوراه. ولا تُبدي بيل أي استياء حيال هذا الأمر، بل تُؤيد قرار لجنة جائزة نوبل. [ 25 ]

المعالم الرئيسية

نبض فيلا وسديم الرياح النبضية المحيط به

في عام 1974، اكتشف جوزيف هوتون تايلور الابن وراسل هولس لأول مرة نجمًا نابضًا في نظام نجمي ثنائي ، PSR B1913+16 . يدور هذا النجم النابض حول نجم نيوتروني آخر بفترة مدارية تبلغ ثماني ساعات فقط. تتنبأ نظرية النسبية العامة لأينشتاين بأن هذا النظام سيصدر إشعاعًا جاذبيًا قويًا ، مما يتسبب في انكماش مداره باستمرار مع فقدانه للطاقة المدارية . وسرعان ما أكدت عمليات رصد النجم النابض هذا التنبؤ، مقدمةً أول دليل على وجود موجات الجاذبية. وحتى عام 2010، لا تزال عمليات رصد هذا النجم النابض متوافقة مع النسبية العامة. [ 26 ] وفي عام 1993، مُنحت جائزة نوبل في الفيزياء لتايلور وهولس لاكتشافهما هذا النجم النابض. [ 27 ]

في عام ١٩٨٢، قاد دون باكر فريقًا اكتشف النجم النابض PSR B1937+21 ، الذي تبلغ فترة دورانه حوالي ١.٦ مللي ثانية (٣٨٥٠٠ دورة في الدقيقة ). [ ٢٨ ] وسرعان ما كشفت الملاحظات أن مجاله المغناطيسي أضعف بكثير من مجال النجوم النابضة العادية، بينما رسّخت اكتشافات لاحقة فكرة اكتشاف فئة جديدة من الأجسام، وهي " النجوم النابضة بالمللي ثانية " (MSPs). يُعتقد أن هذه النجوم هي نتاج أنظمة النجوم الثنائية للأشعة السينية . وبفضل دورانها السريع والمستقر للغاية، يمكن لعلماء الفلك استخدام هذه النجوم كساعات تُضاهي في استقرارها أفضل الساعات الذرية على الأرض. ويمكن بسهولة رصد العوامل التي تؤثر على وقت وصول النبضات إلى الأرض بأكثر من بضع مئات من النانو ثانية، واستخدامها لإجراء قياسات دقيقة. تشمل المعايير الفيزيائية التي يمكن الوصول إليها من خلال توقيت النبضات النجمية: الموقع ثلاثي الأبعاد للنبضة، وحركتها الذاتية ، ومحتوى الإلكترونات في الوسط بين النجوم على طول مسار الانتشار، والمعايير المدارية لأي نجم مرافق ثنائي، وفترة دوران النبضة وتطورها مع الزمن. (يتم حساب هذه المعايير من بيانات التوقيت الخام بواسطة برنامج Tempo ، وهو برنامج حاسوبي متخصص في هذه المهمة). بعد أخذ هذه العوامل في الاعتبار، يمكن تحديد الانحرافات بين أوقات الوصول المرصودة والتنبؤات التي تم إجراؤها باستخدام هذه المعايير، ونسبتها إلى أحد الاحتمالات الثلاثة التالية: اختلافات جوهرية في فترة دوران النبضة، أو أخطاء في تطبيق التوقيت الأرضي الذي تم قياس أوقات الوصول بناءً عليه، أو وجود موجات جاذبية خلفية. يحاول العلماء حاليًا حسم هذه الاحتمالات من خلال مقارنة الانحرافات المرصودة بين عدة نبضات نجمية مختلفة، لتشكيل ما يُعرف بمصفوفة توقيت النبضات النجمية . يهدف هذا الجهد إلى تطوير معيار زمني قائم على النبضات النجمية يتمتع بدقة كافية لإجراء أول رصد مباشر لموجات الجاذبية. في عام 2006، اقترح فريق من علماء الفلك في مختبر لوس ألاموس الوطني نموذجًا للتنبؤ بالتاريخ المحتمل لاضطرابات النجوم النابضة باستخدام بيانات رصدية من مستكشف روسي لتوقيت الأشعة السينية . استخدموا رصد النجم النابض PSR J0537−6910 ، المعروف بأنه نجم نابض شبه دوري يعاني من اضطرابات. [ 29 ] مع ذلك، لا توجد حتى الآن أي خطة عامة معروفة للتنبؤ بهذه الاضطرابات. [ 29 ]

تصور فني للكواكب التي تدور حول النجم PSR B1257+12 . الكوكب الموجود في المقدمة هو الكوكب C.

في عام 1992، اكتشف ألكسندر وولشتشان أول الكواكب الخارجية حول النجم النابض PSR B1257+12 . وقدّم هذا الاكتشاف دليلاً هاماً على وجود كواكب على نطاق واسع خارج المجموعة الشمسية ، على الرغم من أنه من غير المرجح أن تتمكن أي أشكال الحياة من البقاء على قيد الحياة في بيئة الإشعاع المكثف بالقرب من النجم النابض.

الأقزام البيضاء الشبيهة بالنجوم النابضة

يمكن للأقزام البيضاء أن تعمل أيضاً كنجوم نابضة. ومع ذلك، ولأن عزم القصور الذاتي للقزم الأبيض أعلى بكثير من عزم القصور الذاتي للنجم النيوتروني، فإن النجوم النابضة من الأقزام البيضاء تدور مرة كل بضع دقائق، أي أبطأ بكثير من النجوم النابضة من النجوم النيوترونية.

بحلول عام 2025، تم تحديد ثلاثة أقزام بيضاء تشبه النجوم النابضة.

  • في عام 1998، أظهر نزار إحسانوف أن قزمًا أبيض في النظام الثنائي AE Aquarii يتصرف كنجم نابض راديوي. [ 30 ] وقد تم تأكيد خصائص النجم النابض للقزم الأبيض في AE Aquarii في عام 2008 من خلال اكتشاف نبضات الأشعة السينية، [ 31 ] مما أظهر أن هذا القزم الأبيض لا يتصرف فقط كنجم نابض راديوي، بل أيضًا كنجم نابض للأشعة السينية .
  • في عام 2016، تم تحديد قزم أبيض في النظام الثنائي AR Scorpii على أنه نجم نابض [ 32 ] [ 33 ] (ويُطلق عليه خطأً في كثير من الأحيان اسم أول قزم أبيض شبيه بالنجم النابض تم اكتشافه). يُظهر النظام نبضات قوية في نطاق الأشعة فوق البنفسجية إلى موجات الراديو، مدفوعة بتباطؤ دوران القزم الأبيض الممغنط بشدة. [ 32 ]
  • في عام 2023، تم اقتراح أن القزم الأبيض eRASSU J191213.9−441044 يعمل كنجم نابض في كل من نطاقي الراديو والأشعة السينية. [ 34 ] [ 35 ]

يوجد تفسير مبدئي بديل لخصائص هذه الأقزام البيضاء الشبيهة بالنجوم النابضة. ففي عام 2019، تم تفسير خصائص النجوم النابضة باستخدام نموذج مغناطيسي هيدروديناميكي عددي طُوِّر في جامعة كورنيل . [ 36 ] ووفقًا لهذا النموذج، فإن AE Aqr نجم قطبي متوسط ​​من النوع α ، حيث يكون المجال المغناطيسي ضعيفًا نسبيًا، وقد يتشكل قرص تراكمي حول القزم الأبيض. ويقع النجم في نطاق الدوران المروحي، وتُحدَّد العديد من خصائصه الرصدية من خلال تفاعل القرص مع الغلاف المغناطيسي . ويدعم نموذج مشابه لـ eRASSU J191213.9−441044 نتائج رصده عند أطوال موجية فوق بنفسجية، والتي أظهرت أن قوة مجاله المغناطيسي لا تتجاوز 50 ميغاغاوص. [ 37 ]

التسمية

في البداية، كانت تُسمى النجوم النابضة بأحرف اسم المرصد المكتشف متبوعةً بإحداثياتها السماوية (مثل CP 1919). ومع ازدياد عدد النجوم النابضة المكتشفة، أصبح استخدام الأحرف غير عملي، فظهرت التسمية الشائعة PSR (مصدر نابض للراديو) متبوعةً بإحداثيات النجم السماوي ودرجات ميله ( مثل PSR 0531+21)، وأحيانًا بدقة تصل إلى عُشر درجة (مثل PSR 1913+16.7). أما النجوم النابضة التي تظهر متقاربة جدًا، فتُضاف إليها أحيانًا أحرف (مثل PSR 0021−72C وPSR 0021−72D).

يُضاف الحرف B إلى بداية الأرقام القديمة في التسمية الحديثة (مثل PSR B1919+21)، حيث يشير B إلى أن الإحداثيات تعود إلى حقبة 1950.0. أما النجوم النابضة الجديدة، فتُسمى بالحرف J، مما يدل على إحداثيات عام 2000.0، بالإضافة إلى ميلها الذي يشمل الدقائق (مثل PSR J1921+2153). تميل النجوم النابضة التي اكتُشفت قبل عام 1993 إلى الاحتفاظ بأسمائها التي تبدأ بالحرف B بدلاً من استخدام أسمائها التي تبدأ بالحرف J (مثل PSR J1921+2153، المعروف أكثر باسم PSR B1919+21). أما النجوم النابضة المكتشفة حديثًا، فتُسمى بالحرف J فقط (مثل PSR J0437−4715 ). جميع النجوم النابضة تحمل اسمًا يبدأ بالحرف J، مما يوفر إحداثيات أكثر دقة لموقعها في السماء. [ 38 ]

التكوين، الآلية، إيقاف التشغيل

رسم تخطيطي للنباض. تمثل الكرة في المنتصف النجم النيوتروني، وتشير المنحنيات إلى خطوط المجال المغناطيسي، وتمثل المخاريط البارزة حزم الانبعاث، ويمثل الخط الأخضر المحور الذي يدور حوله النجم.

تبدأ الأحداث المؤدية إلى تكوين النجم النابض عندما ينضغط لب نجم ضخم خلال انفجار مستعر أعظم ، فينهار متحولًا إلى نجم نيوتروني. يحتفظ النجم النيوتروني بمعظم زخمه الزاوي ، ونظرًا لأن نصف قطره لا يمثل سوى جزء ضئيل من نصف قطر النجم الأصلي، فإنه يتشكل بسرعة دوران عالية جدًا. ينبعث شعاع من الإشعاع على طول المحور المغناطيسي للنجم النابض، الذي يدور بالتزامن مع دوران النجم النيوتروني. يحدد المحور المغناطيسي للنجم النابض اتجاه الشعاع الكهرومغناطيسي، مع العلم أن هذا المحور لا يتطابق بالضرورة مع محور دورانه. يؤدي هذا الاختلاف في المحاذاة إلى ظهور الشعاع مرة واحدة لكل دورة للنجم النيوتروني، مما يُكسبه مظهره النبضي.

رسوم متحركة توضح تسارع دوران النجم النابض أثناء انهياره. تبدأ الرسوم المتحركة بـ (1) النجم الأصلي الدوار، (2) الانهيار والتسارع، و(3) بقايا النجم النابض النهائية سريعة الدوران. توضح الرسوم المتحركة قانون حفظ الزخم حيث يدور النجم بسرعة أكبر أثناء انهياره. السرعة الزاوية (Ω/Ωتهيئة{\displaystyle \Omega /\Omega _{\text{init}}}) ونصف القطر (R/Rتهيئة{\displaystyle R/R_{\text{init}}}تُعرض نسب النجوم إلى النجم الأصلي طوال العملية. ولا يُغطي هذا النطاق الكامل للانهيار، إذ سيكون النجم النهائي صغيرًا جدًا بحيث لا يمكن رؤيته مقارنةً بالنجم الأصلي.

في النجوم النابضة التي تعمل بالطاقة الدورانية، ينتج الشعاع عن الطاقة الدورانية للنجم النيوتروني، والتي تولد مجالًا كهربائيًا ومجالًا مغناطيسيًا قويًا للغاية، مما يؤدي إلى تسارع البروتونات والإلكترونات على سطح النجم وتكوين شعاع كهرومغناطيسي ينبعث من قطبي المجال المغناطيسي. [ 39 ] [ 40 ] تشير ملاحظات مرصد NICER للنجم النابض PSR J0030+0451 إلى أن كلا الشعاعين ينشآن من بقع ساخنة تقع على القطب الجنوبي، وأنه قد يكون هناك أكثر من بقعتين ساخنتين على هذا النجم. [ 41 ] [ 2 ] يتباطأ هذا الدوران بمرور الوقت مع انبعاث الطاقة الكهرومغناطيسية . عندما يتباطأ دوران النجم النابض بدرجة كافية، يُعتقد أن آلية النبض الراديوي تتوقف (ما يُسمى "خط الموت"). يبدو أن هذا التوقف يحدث بعد حوالي 10-100  مليون سنة، مما يعني أن حوالي 99% من جميع النجوم النيوترونية التي ولدت في عمر الكون البالغ 13.6 مليار سنة لم تعد تنبض. [ 42 ]

على الرغم من أن الصورة العامة للنجوم النابضة باعتبارها نجوم نيوترونية تدور بسرعة مقبولة على نطاق واسع، إلا أن فيرنر بيكر من معهد ماكس بلانك للفيزياء خارج الأرض قال في عام 2006: "إن نظرية كيفية انبعاث النجوم النابضة لإشعاعها لا تزال في مهدها، حتى بعد ما يقرب من أربعين عامًا من العمل." [ 43 ]

فئات

توجد حاليًا ثلاث فئات متميزة من النجوم النابضة معروفة لدى علماء الفلك ، وذلك وفقًا لمصدر طاقة الإشعاع الكهرومغناطيسي:

على الرغم من أن جميع أنواع الأجرام الثلاثة هي نجوم نيوترونية، إلا أن سلوكها المرئي والفيزياء الكامنة وراءها يختلفان اختلافًا كبيرًا. ومع ذلك، توجد بعض الروابط. على سبيل المثال، من المحتمل أن تكون النجوم النابضة بالأشعة السينية نجومًا نابضة قديمة تعمل بالطاقة الدورانية، وقد فقدت معظم طاقتها، ولم تظهر مجددًا إلا بعد أن تمددت أجسامها الثنائية وبدأت بنقل المادة إلى النجم النيوتروني.

يمكن لعملية التراكم، بدورها، أن تنقل زخمًا زاويًا كافيًا إلى النجم النيوتروني لإعادة تدويره كنبضات ميلي ثانية مدفوعة بالدوران . وعندما تستقر هذه المادة على النجم النيوتروني، يُعتقد أنها تُخفي مجاله المغناطيسي (مع أن التفاصيل غير واضحة)، تاركةً نبضات ميلي ثانية بمجالات مغناطيسية  أضعف بمقدار 1000 إلى 10000 مرة من متوسط ​​مجالات النبضات. هذا المجال المغناطيسي الضعيف أقل فعالية في إبطاء دوران النبضة، لذا تعيش نبضات ميلي ثانية لمليارات السنين، مما يجعلها أقدم النبضات المعروفة. تُشاهد نبضات ميلي ثانية في العناقيد الكروية، التي توقف تكوين النجوم النيوترونية فيها منذ مليارات السنين. [ 42 ]

من الأمور المهمة في دراسة حالة المادة في النجم النيوتروني، الاختلالات الملحوظة في سرعة دورانه. [ 29 ] تتناقص هذه السرعة ببطء ولكن بثبات، باستثناء تغير مفاجئ عرضي يُعرف باسم "الخلل". أحد النماذج المطروحة لتفسير هذه الاختلالات هو أنها ناتجة عن " هزات نجمية " تُعدّل قشرة النجم النيوتروني. كما طُرحت نماذج أخرى تُعزى فيها الاختلالات إلى انفصال الجزء الداخلي للنجم، الذي قد يكون فائق التوصيل . في كلتا الحالتين، يتغير عزم القصور الذاتي للنجم ، لكن زخمه الزاوي يبقى ثابتًا، مما يؤدي إلى تغير في معدل دورانه. [ 29 ]

متغيرات النجوم النيوترونية (24  يونيو 2020)

نبض معاد تدويره مضطرب

عندما يولد نجمان ضخمان متقاربان من سحابة غازية واحدة، يُمكنهما تكوين نظام ثنائي يدوران حول بعضهما منذ الولادة. إذا كان حجم هذين النجمين أكبر من حجم الشمس بعدة مرات على الأقل، فإن حياتهما ستنتهي بانفجارات سوبرنوفا. ينفجر النجم الأكبر أولاً، تاركًا وراءه نجمًا نيوترونيًا. إذا لم يدفع الانفجار النجم الثاني بعيدًا، يبقى النظام الثنائي قائمًا. يُمكن رؤية النجم النيوتروني كنبض راديوي، ويفقد طاقته تدريجيًا ويتباطأ دورانه. لاحقًا، قد يتضخم النجم الثاني، مما يسمح للنجم النيوتروني بامتصاص مادته. تُؤدي المادة المتساقطة على النجم النيوتروني إلى زيادة دورانه وتقليل مجاله المغناطيسي.

يُطلق على هذه العملية اسم "إعادة التدوير" لأنها تُعيد النجم النيوتروني إلى حالة دوران سريع. وفي النهاية، ينفجر النجم الثاني أيضًا في مستعر أعظم، مُنتجًا نجمًا نيوترونيًا آخر. إذا فشل هذا الانفجار الثاني أيضًا في تفكيك النظام الثنائي، يتشكل نجم نيوتروني مزدوج (نظام نجم نيوتروني ثنائي). وإلا، يبقى النجم النيوتروني سريع الدوران بلا رفيق، ويُصبح "نجمًا نابضًا مُعاد تدويره مُفككًا"، يدور بسرعة تتراوح بين بضع مرات و50  مرة في الثانية. [ 44 ]

التطبيقات

أتاح اكتشاف النجوم النابضة لعلماء الفلك دراسة جرم سماوي لم يُرصد من قبل، وهو النجم النيوتروني . يُعد هذا النوع من الأجرام المكان الوحيد الذي يُمكن فيه رصد سلوك المادة عند كثافة نووية (وإن لم يكن ذلك بشكل مباشر). كما أتاحت النجوم النابضة ذات النبضات الميلي ثانية اختبار النسبية العامة في ظل وجود مجال جاذبية شديد.

خرائط

الموقع النسبي للشمس بالنسبة لمركز مجرة ​​درب التبانة و14 نجمًا نابضًا مع تحديد فتراتها، معروضة على لوحة بايونير

أُدرجت خرائط النجوم النابضة على لوحتي بايونير ، بالإضافة إلى القرص الذهبي لفوياجر . تُظهر هذه الخرائط موقع الشمس بالنسبة إلى 14 نجمًا نابضًا، يتم تحديدها من خلال التوقيت الفريد لنبضاتها الكهرومغناطيسية، ما يسمح بحساب موقع الأرض في المكان والزمان بواسطة كائنات ذكية خارج كوكب الأرض . [ 45 ] ولأن النجوم النابضة تُصدر نبضات منتظمة للغاية من الموجات الراديوية، فإن إرسالها الراديوي لا يتطلب تصحيحات يومية. علاوة على ذلك، يُمكن أن يُساهم تحديد موقع النجوم النابضة في إنشاء نظام ملاحة للمركبات الفضائية بشكل مستقل، أو استخدامه بالتزامن مع الملاحة عبر الأقمار الصناعية. [ 46 ] [ 47 ]

نظام الملاحة بولسار

الملاحة والتوقيت باستخدام النبضات النجمية بالأشعة السينية (XNAV)، أو ببساطة الملاحة النبضية، هي تقنية ملاحة تستخدم إشارات الأشعة السينية الدورية المنبعثة من النجوم النابضة لتحديد موقع مركبة، مثل مركبة فضائية في الفضاء السحيق. تقوم المركبة التي تستخدم XNAV بمقارنة إشارات الأشعة السينية المستقبلة بقاعدة بيانات تضم ترددات ومواقع النجوم النابضة المعروفة. وكما هو الحال في نظام تحديد المواقع العالمي (GPS) ، تُمكّن هذه المقارنة المركبة من حساب موقعها بدقة (±5  كم). وتكمن ميزة استخدام إشارات الأشعة السينية بدلاً من الموجات الراديوية في إمكانية تصنيع تلسكوبات الأشعة السينية بحجم أصغر ووزن أخف. [ 48 ] [ 49 ] [ 50 ] وقد نُشرت عروض تجريبية في عام 2018. [ 51 ]

ساعات دقيقة

عمومًا، لا يضاهي انتظام انبعاثات النجوم النابضة استقرار الساعات الذرية . [ 52 ] ومع ذلك، يمكن استخدامها كمرجع خارجي. [ 53 ] على سبيل المثال، يبلغ معدل انبعاث النجم النابض J0437−4715 دورة زمنية قدرها0.005 757 451 936 712 637  ثانية مع خطأ قدره1.7 × 10 −17  ثانية . يسمح هذا الاستقرار باستخدام النجوم النابضة ذات النبضات الميلي ثانية في تحديد التوقيت الفلكي [ 54 ] أو في بناء ساعات النجوم النابضة . [ 55 ]

يُطلق مصطلح " ضوضاء التوقيت" على الاضطرابات الدورانية التي تُلاحظ في جميع النجوم النابضة. وتُلاحظ هذه الضوضاء على شكل تذبذب عشوائي في تردد النبضة أو طورها. [ 56 ] ولا يُعرف ما إذا كانت ضوضاء التوقيت مرتبطة بخلل في النجوم النابضة . ووفقًا لدراسة نُشرت عام 2023، [ 57 ] يُعتقد أن ضوضاء التوقيت المرصودة في النجوم النابضة ناتجة عن موجات الجاذبية الخلفية . أو قد تكون ناجمة عن تقلبات عشوائية في كل من العزوم الداخلية (المرتبطة بوجود الموائع الفائقة أو الاضطراب) والخارجية (الناتجة عن النشاط المغناطيسي) في النجم النابض. [ 58 ]

مجسات الوسط بين النجوم

يمر الإشعاع المنبعث من النجوم النابضة عبر الوسط بين النجوم قبل وصوله إلى الأرض. وتؤثر الإلكترونات الحرة في المكون الدافئ (8000  كلفن) والمتأين من الوسط بين النجوم ومناطق الهيدروجين المتأين ( H II) على الإشعاع بطريقتين أساسيتين. وتوفر التغيرات الناتجة في إشعاع النجم النابض وسيلة مهمة لدراسة الوسط بين النجوم نفسه. [ 59 ]

بسبب الطبيعة التشتتية للبلازما بين النجوم ، تنتقل الموجات الراديوية ذات التردد المنخفض عبر الوسط بسرعة أبطأ من الموجات الراديوية ذات التردد العالي. ويمكن قياس التأخير الناتج في وصول النبضات عند نطاق من الترددات مباشرةً كمقياس تشتت النبضة. ويُعرَّف مقياس التشتت بأنه إجمالي كثافة عمود الإلكترونات الحرة بين الراصد والنجم النابض.

دم=∫0دنهـ(s)دs،{\displaystyle \mathrm {DM} =\int _{0}^{D}n_{e}(s)\,ds,}

أيند{\displaystyle D}هي المسافة من النجم النابض إلى الراصد، ونهـ{\displaystyle n_{e}}تمثل كثافة الإلكترونات في الوسط بين النجوم. ويُستخدم مقياس التشتت لبناء نماذج لتوزيع الإلكترونات الحرة في مجرة ​​درب التبانة . [ 60 ]

بالإضافة إلى ذلك، تتسبب عدم تجانس الكثافة في الوسط بين النجوم في تشتت الموجات الراديوية الصادرة من النجم النابض. ويمكن استخدام التلألؤ الناتج لهذه الموجات - وهو نفس تأثير وميض النجوم في الضوء المرئي نتيجة لتغيرات الكثافة في الغلاف الجوي للأرض - لإعادة بناء معلومات حول التغيرات الصغيرة في الوسط بين النجوم. [ 61 ] ونظرًا للسرعة العالية (التي تصل إلى عدة مئات من الكيلومترات في الثانية) للعديد من النجوم النابضة، فإن النجم النابض الواحد يمسح الوسط بين النجوم بسرعة، مما يؤدي إلى تغير أنماط التلألؤ على مدى بضع دقائق. [ 62 ] ولا يزال السبب الدقيق لعدم تجانس الكثافة هذا سؤالًا مفتوحًا، مع وجود تفسيرات محتملة تتراوح بين الاضطراب والصفائح التيار . [ 63 ]

مجسات الزمكان

يمكن أن تُستخدم النجوم النابضة التي تدور داخل الزمكان المنحني حول Sgr A* ، الثقب الأسود فائق الكتلة في مركز مجرة ​​درب التبانة، كأدوات لدراسة الجاذبية في نطاق المجال القوي. [ 64 ] تتأثر أوقات وصول النبضات بانزياحات دوبلر النسبية الخاصة والعامة، وبالمسارات المعقدة التي تسلكها الموجات الراديوية عبر الزمكان المنحني بشدة حول الثقب الأسود . ولكي تكون تأثيرات النسبية العامة قابلة للقياس بالأجهزة الحالية، يلزم اكتشاف نجوم نابضة ذات فترات مدارية أقل من 10 سنوات تقريبًا؛ [ 64 ] ستدور هذه النجوم النابضة على مسافات لا تتجاوز 0.01 فرسخ فلكي من Sgr A*. وتجري عمليات البحث حاليًا؛ ومن المعروف حاليًا أن خمسة نجوم نابضة تقع ضمن مسافة 100 فرسخ فلكي من Sgr A*. [ 65 ]

أجهزة الكشف عن موجات الجاذبية

توجد أربعة اتحادات حول العالم تستخدم النجوم النابضة للبحث عن موجات الجاذبية : مصفوفة توقيت النجوم النابضة الأوروبية (EPTA) في أوروبا، ومصفوفة باركس لتوقيت النجوم النابضة (PPTA) في أستراليا، ومرصد أمريكا الشمالية النانوهرتز لموجات الجاذبية (NANOGrav) في كندا والولايات المتحدة، ومصفوفة توقيت النجوم النابضة الهندية (InPTA) في الهند. وتشكل هذه الاتحادات مجتمعةً مصفوفة توقيت النجوم النابضة الدولية (IPTA). تُستخدم نبضات النجوم النابضة ذات النبضات الميلي ثانية (MSPs) كنظام للساعات الكونية. ويمكن قياس أي اضطراب في هذه الساعات من الأرض. وسيكون للاضطراب الناتج عن موجة جاذبية عابرة بصمة مميزة عبر مجموعة النجوم النابضة، وبالتالي سيتم رصده.

النجوم النابضة الهامة

النجوم النابضة ضمن مسافة 300 فرسخ فلكي [ 66 ]
PSRالمسافة (بنس واحد)العمر ( مليون سنة )
J0030+04512447580
J0108-1431238166
J0437-47151561590
J0633+17461560.342
J0659+14142900.111
J0835-45102900.0113
J0453+075526017.5
J1045-45093006710
J1741-20542500.387
J1856-37541613.76
J2144-3933165272
النجوم النابضة لأشعة غاما التي رصدها تلسكوب فيرمي الفضائي لأشعة غاما .

إن النجوم النابضة المدرجة هنا إما أنها أول ما تم اكتشافه من نوعها، أو أنها تمثل حالة متطرفة من نوع ما بين مجموعة النجوم النابضة المعروفة، مثل امتلاكها أقصر فترة قياس.

انظر أيضاً

مراجع

  1. ^ "تعريف ومعلومات عن PULSAR | Collins Englisch Wörterbuch" .
  2. 1 2 غارنر، روب (11 ديسمبر 2019). "جهاز ناسا NICER يُقدّم أفضل قياسات على الإطلاق للنجوم النابضة، وأول خريطة سطحية" . ناسا . تم الاطلاع عليه بتاريخ 14 ديسمبر 2019 .
  3. ↑ سوليفان، والتر (9 فبراير 1983). "وصف النجم النابض بأنه "الساعة" الأكثر دقة في السماء" . صحيفة نيويورك تايمز . تم الاطلاع عليه بتاريخ 30 أغسطس 2024 .
  4. ↑ براودفوت، بن (27 يوليو/تموز 2021). "لقد غيّرت علم الفلك إلى الأبد. وفاز بجائزة نوبل بفضل ذلك - في عام 1967، حققت جوسلين بيل بورنيل اكتشافًا مذهلاً. ولكن نظرًا لكونها امرأة شابة في مجال العلوم، فقد تم تجاهل دورها" . صحيفة نيويورك تايمز . تم الاطلاع عليه في 27 يوليو/تموز 2021 .
  5. ↑ «لقد غيرت علم الفلك إلى الأبد. وقد فاز بجائزة نوبل بفضل ذلك. | فيلم وثائقي بعنوان "شبه مشهور" من إنتاج Op-Docs» . ​​يوتيوب . ٢٩ يوليو ٢٠٢١.
  6. 1 2 هيويش، أ.، بيل، إس جيه، وآخرون. " ملاحظة مصدر راديوي نابض بسرعة مؤرشف في 2021-08-04 في آلة Wayback ". الطبيعة ، المجلد 217، 1968 (ص 709-713).
  7. ↑ هيويش، أ.؛ بيل، إس. جيه.؛ بيلكينغتون، جيه. دي. إتش.؛ سكوت، بي. إف.؛ كولينز، آر. إيه. (فبراير 1968). "ملاحظة مصدر راديوي نابض بسرعة" . مجلة نيتشر . 217 (5130): 709-713 . رمز Bibcode : 1968Natur.217..709H . doi : 10.1038/217709a0 . ISSN 1476-4687 . S2CID 4277613 .  
  8. ↑ هوبز، جورج؛ جونستون، سيمون؛ ذا كونفرسيشن (28 نوفمبر 2017). "قبل خمسين عامًا، اكتشفت جوسلين بيل النجوم النابضة وغيرت نظرتنا إلى الكون" . phys.org . تم الاطلاع عليه في 4 أغسطس 2021 .
  9. ↑ غوش، براناب (أبريل 2007). النجوم النابضة التي تعمل بالطاقة الدورانية والتراكمية . سلسلة وورلد ساينتيفيك في علم الفلك والفيزياء الفلكية. المجلد 10. وورلد ساينتيفيك. ص 2. Bibcode : 2007rapp.book.....G . doi : 10.1142/4806 . ISBN   978-981-02-4744-7.
  10. ↑ لونغ إير، مالكولم س. (1996). كوننا المتطور . كامبريدج [إنجلترا]؛ نيويورك : مطبعة جامعة كامبريدج. ص 72. ISBN   978-0-521-55091-8.
  11. ↑ لونغ إير، مالكولم س. (1992). فيزياء الطاقة العالية الفلكية ( الطبعة الثانية). كامبريدج، نيويورك، بورت تشيستر [وغيرها]: مطبعة جامعة كامبريدج. ص 99. ISBN   978-0-521-38374-5.
  12. ↑ إس. جوسلين بيل بورنيل (1977). "رجال خضر صغار، أقزام بيضاء أم نجوم نابضة؟" . مجلة البحث الكوني . تم الاطلاع عليه بتاريخ 30 يناير 2008 .(خطاب ما بعد العشاء بعنوان Petit Four ألقي في ندوة تكساس الثامنة حول الفيزياء الفلكية النسبية؛ نُشر لأول مرة في حوليات أكاديمية نيويورك للعلوم ، المجلد  302، الصفحات  685-689، ديسمبر 1977).
  13. ↑ بيل بورنيل، إس. جوسلين (23 أبريل 2004). "عدد قليل جدًا من النجوم النابضة، وعدد قليل جدًا من الإناث" . مجلة ساينس . 304 (5670): 489. doi : 10.1126/science.304.5670.489 . PMID 15105461 . 
  14. ↑ كورتلاند، راشيل. " تم رصد نجم نابض بواسطة موجات غاما فقط. مؤرشف في 2015-07-02 على موقع Wayback Machine ". مجلة نيو ساينتست ، 17 أكتوبر 2008.
  15. ↑ صحيفة ديلي تلغراف ، 21/3، 5 مارس 1968.
  16. ↑ بادي، و.؛ زويكي، ف. (1934). "ملاحظات حول المستعرات العظمى والأشعة الكونية" (ملف PDF) . مجلة Physical Review . 46 (1): 76. Bibcode : 1934PhRv...46...76B . doi : 10.1103/PhysRev.46.76.2 .
  17. ↑ وولتيير، ل. (1964). "الأشعة السينية وبقايا المستعرات العظمى من النوع الأول" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 140 : 1309. Bibcode : 1964ApJ...140.1309W . doi : 10.1086/148028 .
  18. ↑ باتشيني، ف. (1967). "انبعاث الطاقة من نجم نيوتروني". مجلة نيتشر . 216 (5115): 567-568 . Bibcode : 1967Natur.216..567P . doi : 10.1038/216567a0 . S2CID 4282721 . 
  19. ↑ غولد، ت. (1968). "النجوم النيوترونية الدوارة كمصدر لمصادر الراديو النابضة". مجلة نيتشر . 218 (5143): 731-732 . Bibcode : 1968Natur.218..731G . doi : 10.1038/218731a0 . S2CID 4217682 . 
  20. ↑ كوميلا، جيه إم؛ كرافت، إتش دي؛ لوفليس، آر في إي؛ ساتون، جيه إم؛ تايلر، جي. ليونارد (فبراير 1969). "نبض سديم السرطان NP 0532" . مجلة نيتشر . 221 (5179): 453-454 . رمز Bibcode : 1969Natur.221..453C . doi : 10.1038/221453a0 . ISSN 0028-0836 . 
  21. ↑ لوفليس، ر. ف. إ.؛ ساتون، ج. م.؛ سالبيتر، إ. إ. (أبريل 1969). "طرق البحث الرقمي عن النجوم النابضة" . مجلة نيتشر . 222 (5190): 231-233 . رمز Bibcode : 1969Natur.222..231L . doi : 10.1038/222231a0 . ISSN 0028-0836 . 
  22. ↑ لوفليس، ر. ف. إ.؛ تايلر، ج. ل. (2012-06-01). "حول اكتشاف دورة نبض سديم السرطان" . المرصد . 132 (3): 186-188 . رمز Bibcode : 2012Obs...132..186L . ISSN 0029-7704 . 
  23. ↑ لين وغراهام سميث، ص 1-7 (1998).
  24. ↑ "بيان صحفي: جائزة نوبل في الفيزياء 1974" . 15 أكتوبر 1974. تم الاطلاع عليه بتاريخ 19 يناير 2014 .
  25. ↑ بيل بورنيل، إس. جوسلين. "رجال خضر صغار، أقزام بيضاء، أم نجوم نابضة؟" مؤرشف في 7 يونيو 2019 في أرشيف الإنترنت . حوليات أكاديمية نيويورك للعلوم، المجلد 302، الصفحات 685-689، ديسمبر 1977.
  26. ↑ وايزبرغ، جيه إم؛ نايس، دي جيه؛ وتايلور، جيه إتش (2010). "قياسات توقيت النجم النابض الثنائي النسبي PSR B1913+ 16". المجلة الفيزيائية الفلكية . 722 (2): 1030-1034 . arXiv : 1011.0718 . Bibcode : 2010ApJ...722.1030W . doi : 10.1088/0004-637X/722/2/1030 . S2CID 118573183 . 
  27. ↑ "جائزة نوبل في الفيزياء 1993" . تم الاطلاع عليه بتاريخ 7 يناير 2010 .
  28. ↑ د. باكر؛ كولكارني، شرينيفاس ر.؛ هيليس، كارل؛ ديفيس، م.م.؛ غوس، و.م. (1982). "نجم نابض بالمللي ثانية". مجلة نيتشر . 300 (5893): 315-318 . رمز Bibcode : 1982Natur.300..615B . doi : 10.1038/300615a0 . S2CID 4247734 . 
  29. 1 2 3 4 أنتونيللي، ماركو؛ مونتولي، أليساندرو؛ بيتزوتشيرو، بيير (نوفمبر 2022)، "رؤى حول فيزياء باطن النجوم النيوترونية من خلال خلل النبضات النجمية"، الفيزياء الفلكية في القرن الحادي والعشرين مع النجوم المدمجة ، ص 219-281 ، arXiv : 2301.12769 ، doi : 10.1142/9789811220944_0007 ، ISBN  978-981-12-2093-7
  30. 1 2 إحسانوف، نزار ر. (1998). "القزم الأبيض الشبيه بالنجم النابض في AE Aquarii". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 338 : 521-526 . Bibcode : 1998A & A...338..521I .
  31. ^ تيرادا، يوكيكاتسو؛ هاياشي، تاكايوكي؛ إيشيدا، مانابو؛ موكاي، كوجي؛ دوتاني، تاداياسو؛ أوكادا، شونساكو؛ ناكامورا، ريوكو؛ نايك، ساشيندرا؛ بامبا، آية؛ ماكيشيما ، كازو (25/04/2008). "اكتشاف سوزاكو لنبضات الأشعة السينية الصلبة من قزم أبيض ممغنط دوار، AEAquarii" . منشورات الجمعية الفلكية اليابانية . 60 (2): 387– 397. أرخايف : 0711.2716 . بيب كود : 2008HEAD...10.1003T . دوى : 10.1093/باسج/60.2.387 . ISSN 0004-6264 . 
  32. 1 2 3 باكلي، د. أ. هـ؛ مينتجيس، ب. ج؛ بوتر، س. ب؛ مارش، ت. ر؛ جانسيك، ب. ت (23 يناير 2017). "دليل استقطابي على وجود نجم نابض قزم أبيض في النظام الثنائي AR Scorpii". مجلة Nature Astronomy . 1 (2): 0029. arXiv : 1612.03185 . Bibcode : 2017NatAs...1E..29B . doi : 10.1038/s41550-016-0029 . ISSN 2397-3366 . S2CID 15683792 .  
  33. ↑ مارش، تي آر؛ غانسيك، بي تي؛ هوميريش، إس؛ هامبش، إف-جيه؛ برنارد، كيه؛ لويد، سي؛ بريدت، إي؛ ستانواي، إي آر؛ ستيغز، دي تي (سبتمبر 2016). "نجم ثنائي قزم أبيض نابض راديويًا". نيتشر . 537 ( 7620): 374-377 . arXiv : 1607.08265 . Bibcode : 2016Natur.537..374M . doi : 10.1038/nature18620 . PMID 27462808. S2CID 4451512 .  
  34. ↑ شفوب، أكسل؛ مارش، ر.؛ ستاندكه، أ.؛ بيليسولي، إ.؛ بوتر، س.؛ باكلي، د.؛ مونداي، ج.؛ ديلون، ف. (2023). "خصائص الأشعة السينية للنباض القزم الأبيض eRASSU J191213.9−441044" . علم الفلك والفيزياء الفلكية . 674 : 387-397 . arXiv : 0711.2716 . Bibcode : 2023A & A...674L...9S . doi : 10.1093/pasj/60.2.387 . ISSN 0004-6264 . 
  35. ↑ بيليسولي، إنغريد؛ مارش، تي آر؛ باكلي، ديفيد إيه إتش؛ هيوود، آي؛ بوتر، ستيفن بي؛ شفوب، أكسل؛ برينك، جاكو؛ ستاندكي، آني؛ وودت، بي إيه؛ بارسونز، إس جي؛ غرين، إم جي؛ كيبلر، إس أو؛ مونداي، جيمس؛ روميرو، إيه دي؛ بريدت، إي. (2023-06-15). "رصد قزم أبيض نابض بفترة 5.3 دقيقة في نظام ثنائي باستخدام موجات الراديو والأشعة السينية" . مجلة نيتشر لعلم الفلك . 7 (8): 931-942 . arXiv : 2306.09272 . Bibcode : 2023NatAs ...7..931P . doi : 10.1038/s41550-023-01995-x . ISSN 2397-3366 . S2CID 259164753 .  
  36. ↑ بلينوفا، أ.أ.؛ رومانوفا، م.م.؛ أوستيوغوفا، ج.ف.؛ كولدوبا، أ.ف.؛ لوفليس، ر.ف.إ. (2019). "مقارنات بين نموذج المروحة المغناطيسي الهيدروديناميكي ورصد المتغير الكارثي AE Aqr" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 487 (2): 1754-1763 . arXiv : 1804.10105 . Bibcode : 2019MNRAS.487.1754B . doi : 10.1093/mnras/ stz1314 .
  37. ↑ بيليسولي، إنغريد؛ ساهو، سنيهالاتا؛ ليوتيكوف، مكسيم؛ باركوف، مكسيم؛ غانسيك، بوريس ت.؛ برينك، جاكو؛ باكلي، ديفيد أ.هـ.؛ بوتر، ستيفن ب.؛ شفوب، أكسل؛ راميريز، ش.هـ. (2024). "الكشف عن القزم الأبيض في J191213.72 - 441045.1 من خلال رصد الأشعة فوق البنفسجية" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 527 (2): 3826-3836 . arXiv : 2311.05558 . Bibcode : 2024MNRAS.527.3826P . doi : 10.1093/mnras/stad3442 .
  38. ↑ لين، أ. ج.؛ غراهام-سميث، فرانسيس (2006). علم فلك النجوم النابضة . سلسلة كامبريدج للفيزياء الفلكية ( الطبعة الثالثة). كامبريدج: مطبعة جامعة كامبريدج. ISBN  978-0-521-83954-9. OCLC 59353151 . 
  39. ↑ "رسوم متحركة لمنارة النبض" . مؤرشف من الأصل بتاريخ 1 مايو 2003. تم الاطلاع عليه بتاريخ 3 أبريل 2010 .
  40. ↑ "النجوم النابضة" . تم الاطلاع عليه بتاريخ 2010-04-03 .
  41. ↑ أرزومانيان، زافين؛ جيندرو، كيث (ديسمبر 2019). "التركيز على قيود NICER على معادلة حالة المادة الكثيفة" . رسائل المجلة الفيزيائية الفلكية . تم الاطلاع عليه بتاريخ 14 ديسمبر 2019 .
  42. 1 2 "النجوم النابضة" . www.cv.nrao.edu . مؤرشف من الأصل بتاريخ 12 نوفمبر 2020. تم الاطلاع عليه بتاريخ 15 سبتمبر 2018 .
  43. ↑ "لا تزال النجوم النابضة القديمة تخبئ لنا حيلًا جديدة" . فريق التحرير . وكالة الفضاء الأوروبية . 26 يوليو 2006. تاريخ الاطلاع: 30 أبريل 2013 .
  44. ↑ «اكتشف علماء مواطنون من الولايات المتحدة وألمانيا، ضمن مشروع Einstein@Home، نجمًا نابضًا جديدًا في بيانات تلسكوب أريسيبو» (ملف PDF) . معهد ألبرت أينشتاين (بيان صحفي). هانوفر، ألمانيا: معهد ماكس بلانك لفيزياء الجاذبية. ١٢ أغسطس ٢٠١٠. مؤرشف من الأصل (ملف PDF) بتاريخ ١٤ أغسطس ٢٠١٠. تاريخ الاطلاع: ٢٣ سبتمبر ٢٠١٠ .– معلومات أساسية عن "النبض المعاد تدويره المعطل" PSR J2007+2722 .
  45. ↑ "فويجر - المركبة الفضائية" . voyager.jpl.nasa.gov .
  46. ↑ ماريسا سيفالوس، أخبار العلوم ، "كيفية استخدام النبض للعثور على ستاربكس" مؤرشف في 2012-07-31 في آلة Wayback ، أخبار ديسكفري ، 24 نوفمبر 2010.
  47. ↑ أنجيلو تارتاليا؛ ماتيو لوكا روجيرو؛ إميليانو كابولونجو (2011). "إطار مرجعي لتحديد المواقع في الزمكان باستخدام مصادر نابضة". 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 . 
  48. ↑ المفوضية، توشنا (4 يونيو 2014). "النجوم النابضة ترسم الطريق لمهام الفضاء" . عالم الفيزياء .
  49. ↑ "نظام تحديد المواقع العالمي بين الكواكب باستخدام إشارات النجوم النابضة" . مجلة إم آي تي ​​للتكنولوجيا . 23 مايو 2013. مؤرشف من الأصل في 29 نوفمبر 2014. تم الاطلاع عليه في 13 مارس 2021 .
  50. ↑ بيكر، فيرنر؛ برنهاردت، مايك جي؛ جيسنر، أكسل (2013). "الملاحة الذاتية للمركبات الفضائية باستخدام النجوم النابضة". أكتا فوتورا . 7 (7): 11-28 . arXiv : 1305.4842 . Bibcode : 2013AcFut...7...11B . doi : 10.2420/AF07.2013.11 . S2CID 118570784 . 
  51. ↑ ويتز، ألكسندرا (2018). "اختبار ناسا يثبت أن النجوم النابضة يمكن أن تعمل كنظام تحديد مواقع سماوي" . مجلة نيتشر . 553 (7688): 261-262 . Bibcode : 2018Natur.553..261W . doi : 10.1038/d41586-018-00478-8 .
  52. ↑ جون ج. هارتنيت؛ أندريه لويتن (2011). "ندوة: مقارنة بين معايير التردد الفلكية والأرضية". مراجعات الفيزياء الحديثة . 83 (1): 1-9 . arXiv : 1004.0115 . Bibcode : 2011RvMP...83....1H . doi : 10.1103/RevModPhys.83.1 . S2CID 118396798 . 
  53. ↑ ماتساكيس، د.ن.؛ تايلور، ج.هـ.؛ يوبانكس، ت.م. (1997). "إحصائية لوصف استقرار النجوم النابضة والساعات" (ملف PDF) . علم الفلك والفيزياء الفلكية . 326 : 924-928 . رمز Bibcode : 1997A & A...326..924M . مؤرشف من الأصل (ملف PDF) بتاريخ 25 يوليو 2011. تم الاطلاع عليه بتاريخ 3 أبريل 2010 .
  54. ↑ باكر، دون (1984). "النباض ذو النبضات 1.5 ميلي ثانية" . حوليات أكاديمية نيويورك للعلوم . 422 ( الندوة الحادية عشرة لتكساس حول الفيزياء الفلكية النسبية ): 180-181 . Bibcode : 1984NYASA.422..180B . doi : 10.1111/j.1749-6632.1984.tb23351.x . S2CID 120371785. تاريخ الاسترجاع: 14 فبراير 2010 . {{cite journal}}: CS1 maint: deprecated archiveal service ( link )
  55. ^ “الساعة الأكثر دقة في العالم سيتم بناؤها في غدانسك” . وكالة بولسكا براسووا . 2010 . تم الاسترجاع 2012/03/20 .
  56. ↑ " السماء الأفريقية 4 - دراسات خلل النبضات الراديوية" . www.saao.ac.za
  57. ↑ "اضطرابات توقيت النبضات تكشف عن خلفية خفية لموجات الجاذبية" . عالم الفيزياء . 29-06-2023 . تم الاطلاع عليه بتاريخ 11-07-2023 .
  58. ↑ أنتونيللي، ماركو؛ باسو، أفيشيك؛ هاسكل، برينمور (2023-02-07). "العمليات العشوائية لضوضاء توقيت النبضات النجمية: تقلبات في العزوم الداخلية والخارجية" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 520 (2): 2813-2828 . arXiv : 2206.10416 . doi : 10.1093/mnras/stad256 . ISSN 0035-8711 . 
  59. ↑ فيرير، كاتيا (2001). "البيئة بين النجوم في مجرتنا". مراجعات الفيزياء الحديثة . 73 (4): 1031-1066 . arXiv : astro-ph/0106359 . Bibcode : 2001RvMP...73.1031F . doi : 10.1103/RevModPhys.73.1031 . S2CID 16232084 . 
  60. ↑ تايلور، جيه إتش؛ كوردس، جيه إم (1993). "مسافات النجوم النابضة والتوزيع المجري للإلكترونات الحرة" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 411 : 674. Bibcode : 1993ApJ...411..674T . doi : 10.1086/172870 .
  61. ↑ ريكيت، بارني ج. (1990). "انتشار الموجات الراديوية عبر البلازما المضطربة بين النجوم". المراجعة السنوية لعلم الفلك والفيزياء الفلكية . 28 : 561-605 . Bibcode : 1990ARA & A..28..561R . doi : 10.1146/annurev.aa.28.090190.003021 .
  62. ↑ ريكيت، بارني جيه؛ لين، أندرو جي؛ غوبتا، ياشوانت (1997). "أهداب بين النجوم من النجم النابض B0834+06" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 287 (4): 739-752 . Bibcode : 1997MNRAS.287..739R . doi : 10.1093/mnras/287.4.739 .
  63. ↑ بن، يو-لي؛ ليفين، يوري (2014). "وميضات النجوم النابضة من صفائح إعادة الاتصال المتموجة في الوسط بين النجوم" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 442 (4): 3338-3346 . arXiv : 1302.1897 . doi : 10.1093/mnras/stu1020 .
  64. 12Angelil, R.; Saha, P.; Merritt, D. (2010). "Towards relativistic orbit fitting of Galactic center stars and pulsars". The Astrophysical Journal. 720 (2): 1303–1310. arXiv:1007.0007. Bibcode:2010ApJ...720.1303A. doi:10.1088/0004-637X/720/2/1303. S2CID 118449684.
  65. ↑Deneva, J. S.; Cordes, J. M.; Lazio, T. J. W. (2009). "Discovery of Three Pulsars from a Galactic Center Pulsar Population". The Astrophysical Journal Letters. 702 (2): L177–182. arXiv:0908.1331. Bibcode:2009ApJ...702L.177D. doi:10.1088/0004-637X/702/2/L177. S2CID 14133127.
  66. ↑Abt, Helmut A. (May 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.
  67. ↑Terada, Yukikatsu; Hayashi, Takayuki; Ishida, Manabu; Mukai, Koji; Dotani, Tadayasu; Okada, Shunsaku; Nakamura, Ryoko; Naik, Sachindra; Bamba, Aya; Makishima, Kazuo (2008-04-25). "Suzaku Discovery of Hard X-Ray Pulsations from a Rotating Magnetized White Dwarf, AEAquarii". Publications of the Astronomical Society of Japan. 60 (2): 387–397. arXiv:0711.2716. Bibcode:2008HEAD...10.1003T. doi:10.1093/pasj/60.2.387. ISSN 0004-6264.
  68. ↑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. Retrieved 23 July 2017.
  69. ^ كونغ، لينغ دا؛ تشانغ، شو؛ تشانغ، شوانغ نان؛ جي، لونغ؛ دوروشينكو، فيكتور؛ سانتانجيلو، أندريا؛ تشن، يو بينغ؛ لو، فانغ جون؛ قه، مينغ يو؛ وانغ، بنغ جو؛ تاو، ليان؛ تشو، جين لو؛ لي، تي بي؛ ليو، كونغ زان؛ لياو ، جين يوان (2022/07/01). "اكتشاف Insight-HXMT لـ CRSF عالي الطاقة من أول نجم نابض للأشعة السينية فائقة السطوع في المجرة Swift J0243.6+6124" . رسائل مجلة الفيزياء الفلكية . 933 (1): ل3. أرخايف : 2206.04283 . بيب كود : 2022ApJ...933L...3K . دوى : 10.3847/2041-8213/ac7711 . ISSN 2041-8205 . S2CID 249538417 .  
  70. ↑ «علماء الفلك يقيسون أقوى مجال مغناطيسي تم رصده على الإطلاق» . نيو أطلس . 15 يوليو 2022. تاريخ الاسترجاع: 22 أغسطس 2022 .
  71. ↑ كروسويل، كين (22 يوليو 2022). "أثقل نجم نيوتروني مسجل تبلغ كتلته 2.35 ضعف كتلة الشمس" . أخبار العلوم . تم الاطلاع عليه بتاريخ 25 يوليو 2022 .
  72. ↑ روماني، روجر دبليو؛ كاندل، دي؛ فيليبينكو، أليكسي في؛ برينك، توماس جي؛ تشنغ، وي كانغ (11 يوليو 2022). "PSR J0952−0607: أسرع وأثقل نجم نيوتروني معروف في مجرتنا" . رسائل المجلة الفيزيائية الفلكية . 934 (2): L17. arXiv : 2207.05124 . Bibcode : 2022ApJ...934L..17R . doi : 10.3847/2041-8213/ac8007 . S2CID 250451299 . 
  73. ^ بطل، ديفيد ج. فدية، سم؛ لازاروس، ب. كاميلو، ف؛ باسا، سي. كاسبي، VM. جميل، دي جي؛ فريري، PCC. الدرج، إه؛ فان ليوين، J .؛ أدوات التثبيت، BW؛ كوردس، جي إم؛ هيسيلز، جوت؛ لوريمر، د. أرزومانيان، ز.؛ باكر، العاصمة؛ بهات، NDR. تشاترجي، S .؛ كوجنارد، أنا. دينيفا، شبيبة. فوشر-جيجوير، C.-A؛ جاينسلر، بي إم؛ هان، J.؛ جينيت، FA؛ كاسيان، ل.؛ كوندراتييف، السادس؛ كرامر، م.؛ لاتسيو، J.؛ ماكلولين، MA؛ وآخرون . (2008). “نجم ثنائي غريب الأطوار ميلي ثانية في مستوى المجرة”. علوم . 320 (5881): 1309– 1312. arXiv : 0805.2396 . Bibcode : 2008Sci...320.1309C . doi : 10.1126/science.1157580 . PMID 18483399 . S2CID 6070830 .   
  74. ↑ كنيسبيل، ب.؛ ألين، ب.؛ كوردس، ج.م.؛ دينيفا، ج.س.؛ أندرسون، د.؛ أولبرت، س.؛ بهات، ن.د.؛ بوك، أ.؛ وآخرون . (2010). "اكتشاف النجوم النابضة بواسطة الحوسبة التطوعية العالمية". مجلة ساينس . 329 (5997): 1305. arXiv : 1008.2172 . Bibcode : 2010Sci...329.1305K . doi : 10.1126 /science.1195253 . PMID 20705813. S2CID 29786670 .   
  75. ^ بليتش، هـ.ج. الغلموت. فيرمان، H .؛ ألين، ب. كرامر، م.؛ أولبرت، C .؛ أكرمان، م.؛ أجيلو، م. دي أنجيليس، أ.؛ أتوود، البنك الدولي؛ بالديني، L.؛ الباليه، J.؛ باربيليني، ج.؛ باستيري، د.؛ بيكتول، ك.؛ بيلاتزيني، ر. بورجلاند، AW؛ بوتاتشيني، إي. براندت، تي جيه؛ بريجون، J.؛ بريجيدا، م. برويل، ب. بوهلر، ر. بوسون، S.؛ كالياندرو، جورجيا؛ كاميرون، را؛ الأماكن القريبة : كاساندجيان، JM. سيتشي، C.؛ وآخرون . (2012). “اكتشاف النجم النابض ثنائي المللي ثانية عبر نبضات أشعة جاما”. علوم . 338 (6112): 1314– 1317. arXiv : 1211.1385 . Bibcode : 2012Sci...338.1314P . doi : 10.1126/science.1229054 . PMID: 23112297. S2CID : 206544680 .   

للمزيد من القراءة