パルサー

パルサー（脈動する電波源から）^{[1] [2]}は、磁極から電磁放射のビームを放射する、高度に磁化された回転する中性子星です。^[3]この放射は、放射ビームが地球に向けられている場合にのみ観測され（灯台の光が観測者の方向を向いている場合にのみ見えるのと同様）、放射がパルス状に現れる原因となっています。中性子星は非常に高密度で、短く規則的な自転周期を持っています。これにより、個々のパルサーに対して数ミリ秒から数秒の範囲の非常に正確なパルス間隔が生成されます。パルサーは、超高エネルギー宇宙線の発生源の候補の1つです。（加速の遠心メカニズムも参照。）

パルサーの非常に規則的なパルスは、天文学者にとって非常に便利なツールとなっています。たとえば、連星中性子星系のパルサーの観測は、重力放射の存在を間接的に確認するために使用されました。最初の太陽系外惑星は、1992年にパルサー、具体的にはPSR B1257+12の周囲で発見されました。1983年には、当時の原子時計の精度を超える特定のタイプのパルサーが検出されました。^[4]

最初に発見されたパルサーからの信号は、ジョスリン・ベルが、自身が製作に協力した新設の電波望遠鏡で1967年8月6日に記録されたデータを分析しているときに最初に観測された。当初は、彼女の上司で望遠鏡の開発者であるアントニー・ヒューイッシュによって無線干渉として却下されたが、^{[5] [6]信号が常に同じ}赤緯と赤経に現れるという事実から、すぐに地球上の発生源ではないと判断された。^[7] 1967年11月28日、ベルとヒューイッシュは高速ストリップチャートレコーダーを使用して、信号を1.337秒ごとに均等に間隔を置いた一連のパルスとして解析した。^{[8]この種の天体はこれまで観測されたことがなかった。12月21日、ベルは2つ目のパルサーを発見し、}地球外知的生命体から地球に向けられた信号ではないかという憶測を否定した。^{[9] [10] [11] [12]}

別の望遠鏡による観測で放射が確認され、機器による影響は排除された。この時点で、ベルは自分とヒューイッシュについて「私たちは別の文明からの信号を拾ったとは本当に信じていませんでした。しかし、明らかにその考えは頭をよぎっただけで、それが完全に自然な電波放射であるという証拠はありませんでした。宇宙のどこかに生命体を発見したかもしれないと考える場合、その結果を責任を持ってどのように発表するかという興味深い問題です」と述べている。 ^[13]それでも、彼らはその信号を 「リトルグリーンメン」（地球外起源の知的生命体に対する冗談めいた名前） の頭文字をとってLGM-1と名付けた。

2番目の脈動源が空の別の場所で発見されるまで、「LGM仮説」は完全に放棄されることはなかった。^{[14]彼らのパルサーは後に}CP 1919と名付けられ、現在ではPSR B1919+21やPSR J1921+2153など、いくつかの指定子で知られている。CP 1919は電波波長で放射しているが、パルサーはその後、可視光線、 X線、ガンマ線の波長で放射することがわかった。^[15]

「パルサー」という言葉が初めて印刷物に登場したのは 1968 年です。

昨年 8 月 6 日にまったく新しい種類の星が発見され、天文学者からは LGM (Little Green Men) と呼ばれました。現在では、白色矮星と中性子星の中間に位置する新しいタイプの星であると考えられています。パルサーという名前が付けられる可能性が高いです。A. ヒューイッシュ博士は昨日私にこう言いました。「...今日、すべての電波望遠鏡がパルサーを観測しているに違いありません。」^[16]

中性子星の存在は、 1934年にウォルター・バーデとフリッツ・ツビッキーによって初めて提唱され、彼らは超新星爆発によって中性子を主成分とする小型で高密度の星ができると主張した。^[17]磁気主系列星の磁束保存の考えに基づき、ロデワイク・ウォルチャーは1964年に、そのような中性子星には10 ¹⁴～ 10 ¹⁶ ガウス（=10 ¹⁰～ 10 ¹² テスラ）もの磁場があるかもしれないと提唱した。^[18]パルサーが発見される少し前の1967年、フランコ・パチーニは、磁場を持つ回転する中性子星が放射線を放出することを示唆し、そのようなエネルギーがかに星雲などの中性子星の周りの超新星残骸に送り込まれる可能性があることにさえ言及した。^[19]最初のパルサーの発見後、トーマス・ゴールドはパチーニのモデルに似た回転中性子星モデルを独自に提案し、このモデルがベル・バーネルとヒューイッシュによって観測されたパルス放射を説明できると明言した。[ ^20] 1968年、リチャード・V・E・ラヴレスは共同研究者とともにアレシボ天文台を使用してかに星雲パルサーの周期をミリ秒 単位で発見した。^{[21] [22]かに}パルサー の発見により、パルサーの回転中性子星モデルが裏付けられた。^[23]かにパルサーの33ミリ秒のパルス周期は短すぎて、パルサー放射の他の提案モデルと矛盾していた。さらに、かにパルサーはかに星雲の中心に位置しているためそのように名付けられており、1933年のバーデとツビッキーの予測と一致している。^[24] 1974年、革命的な電波望遠鏡を開発したアントニー・ヒューイッシュとマーティン・ライルは、ノーベル物理学賞を受賞した最初の天文学者となり、スウェーデン王立科学アカデミーはヒューイッシュが「パルサーの発見に決定的な役割を果たした」と評価した。^[25]ヒューイッシュが受賞したのに対し、ベルは博士課程の学生だったときに最初の発見をしたにもかかわらず受賞しなかったという事実には、かなりの論争が巻き起こった。ベルはこの点について恨みはないと主張し、ノーベル賞委員会の決定を支持している。^[26]${\displaystyle P\approx 33}$

1943年、ジョセフ・フートン・テイラー・ジュニアとラッセル・ハルスは、連星系内のパルサーPSR B1913+16を初めて発見した。このパルサーは、わずか8時間の公転周期で別の中性子星を周回している。アインシュタインの一般相対性理論では、この系は強い重力放射を放射し、軌道エネルギーを失うにつれて軌道が継続的に収縮すると予測されている。パルサーの観測によりすぐにこの予測が確認され、重力波の存在を示す初めての証拠となった。2010年現在、このパルサーの観測は一般相対性理論と一致し続けている。^[27] 1993年、このパルサーの発見によりテイラーとハルスにノーベル物理学賞が授与された。^[28]

1982年、ドン・バッカー率いる研究グループが、自転周期がわずか1.6ミリ秒（38,500 rpm）のパルサーPSR B1937+21を発見した。 ^[29]観測により、その磁場は普通のパルサーよりもはるかに弱いことがすぐに明らかになり、さらに発見が進むにつれて、新しい種類の天体「ミリ秒パルサー」（MSP）が発見されたという考えが確固たるものになった。MSPは、X線連星の最終産物であると考えられている。MSPは極めて高速で安定して自転するため、天文学者はこれを、地球上で最も優れた原子時計の安定性に匹敵する時計として利用できる。地球へのパルスの到着時間に数百ナノ秒以上影響を与える要因は簡単に検出でき、正確な測定に利用できる。パルサータイミングを通じてアクセスできる物理的パラメータには、パルサーの 3D 位置、固有運動、伝播経路に沿った星間物質の電子量、連星系内の伴星の軌道パラメータ、パルサーの回転周期とその時間的変化が含まれます。(これらは、このタスクに特化したコンピュータプログラムTempoによって生のタイミングデータから計算されます。) これらの要因を考慮に入れると、観測された到着時間とこれらのパラメータを使用して行われた予測との間の偏差が見つかり、3 つの可能性のいずれかに起因していることがわかります。パルサーの自転周期の固有の変動、到着時間を測定したときの地球時間の実現におけるエラー、または背景重力波の存在です。科学者は現在、いくつかの異なるパルサー間で見られる偏差を比較して、パルサータイミングアレイと呼ばれるものを形成することで、これらの可能性を解決しようとしています。これらの取り組みの目標は、史上初めて重力波を直接検出できるほど正確なパルサーベースの時間標準を開発することです。 2006年、 LANLの天文学者チームは、ロッシX線タイミングエクスプローラーの観測データを使用して、パルサーグリッチの発生時期を予測するモデルを提案した。彼らは、準周期グリッチパルサーとして知られるパルサーPSR J0537−6910の観測データを使用した。 ^[30]しかし、グリッチ予測の一般的な方法は今のところ知られていない。^[30]

1992年、アレクサンドル・ヴォルシュチャンはPSR B1257+12の周囲に最初の太陽系外惑星を発見した。この発見は、太陽系外惑星が広く存在するという重要な証拠を提示したが、パルサー近くの強力な放射線の環境では いかなる生命体も生存できる可能性は非常に低い。

白色矮星はパルサーとしても機能します。白色矮星の慣性モーメントは中性子星よりもはるかに高いため、白色矮星パルサーは数分ごとに1回転し、中性子星パルサーよりもはるかに遅くなります。

2024年までに、パルサーのような白色矮星が3つ特定される。

• 1998年、ナザール・イクサノフは、 AE Aquarii連星系の白色矮星が電波パルサーのように振舞うことを示した。^[31] AE Aquariiの白色矮星のパルサーのような特性は、2008年にX線脈動の発見によって確認され、^{[32]この白色矮星は電波パルサーとしてだけでなく、} X線パルサーとしても振舞うことが示された。

• 2016年、AR Scorpii連星系の白色矮星がパルサーであると特定されました^{[33] [34]}（これは、最初に発見されたパルサーのような白色矮星とよく間違えられます）。この系は、強く磁化された白色矮星のスピンダウンによって、紫外線から電波の波長まで強い脈動を示します。^[33]

• 2023年には、白色矮星eRASSU J191213.9−441044が電波とX線の両方でパルサーとして作用することが示唆された。^{[35] [36]}

これらの白色矮星のパルサーのような特性については、別の暫定的な説明がある。2019年、パルサーの特性は、コーネル大学で開発された数値磁気流体力学モデルを使用して説明された。^{[37]このモデルによると、AE Aqrは}中間極型星であり、磁場が比較的弱く、白色矮星の周りに降着円盤が形成される可能性がある。この星はプロペラ領域にあり、その観測特性の多くは円盤と磁気圏の相互作用によって決定される。eRASSU J191213.9−441044の同様のモデルは、紫外線波長での観測結果によって裏付けられており、磁場の強度が50MGを超えないことが示されている。^[38]

当初、パルサーは発見した天文台のアルファベットの後に赤経が続く形で命名されていました(例: CP 1919)。パルサーがさらに発見されるにつれて、アルファベットのコードでは扱いにくくなったため、PSR (脈動電波源) のアルファベットに続いてパルサーの赤経と赤緯の度数(例: PSR 0531+21)、場合によっては 10 分の 1 度単位の赤緯 (例: PSR 1913+16.7) を使用する慣例が生まれました。非常に接近して出現するパルサーには、アルファベットが付加されることもあります (例: PSR 0021−72C および PSR 0021−72D)。

現代の慣例により、古い番号の前には B が付けられ (例: PSR B1919+21)、B は座標が 1950.0 紀元であることを意味します。すべての新しいパルサーには 2000.0 座標を示す J が付けられ、分を含む赤緯も付けられます (例: PSR J1921+2153)。1993 年以前に発見されたパルサーは、J 名を使用するのではなく、B 名を保持する傾向があります (例: PSR J1921+2153 は、PSR B1919+21 としてよく知られています)。最近発見されたパルサーには J 名のみが付いています (例: PSR J0437−4715 )。すべてのパルサーには J 名が付けられ、天空における位置のより正確な座標が提供されます。^[39]

パルサーの形成につながる出来事は、大質量星の核が超新星爆発で圧縮され、中性子星に崩壊したときに始まります。中性子星は角運動量のほとんどを保持し、半径は元来の星のほんの一部しかないため、非常に高い自転速度で形成されます。放射線のビームはパルサーの磁気軸に沿って放出され、パルサーは中性子星の回転とともに回転します。パルサーの磁気軸は電磁ビームの方向を決定しますが、磁気軸は必ずしもパルサーの回転軸と同じではありません。このずれにより、中性子星が1回転するごとにビームが1回見られるようになり、外観が「パルス状」になります。

回転動力パルサーでは、ビームは中性子星の回転エネルギーの結果であり、電場と非常に強い磁場を生成し、星の表面で陽子と電子を加速し、磁場の極から放射される電磁ビームを生成します。 ^{[40] [41]} NICERによるPSR J0030+0451の観測では、両方のビームが南極にあるホットスポットから発生し、その星にはそのようなホットスポットが2つ以上ある可能性があることが示されています。^{[42] [43]この回転は、}電磁力が放出されるにつれて時間の経過とともに遅くなります。パルサーの自転周期が十分に遅くなると、電波パルサーのメカニズムがオフになると考えられています（いわゆる「デスライン」）。この停止は約1000万年から1億年後に起こるようで、これは宇宙の136億年の間に生まれたすべての中性子星のうち、約99％がもはや脈動していないことを意味する。^[44]

パルサーは高速で回転する中性子星であるという一般的な見方は広く受け入れられているが、マックス・プランク地球外物理学研究所のヴェルナー・ベッカーは2006年に「パルサーがどのように放射線を放出するかという理論は、40年近くの研究を経てもまだ初期段階にある」と述べた。^[45]

現在、天文学者には、電磁放射のエネルギー源に応じて、 3つの異なるクラスのパルサーが知られています。

• 回転動力パルサーは、恒星の回転エネルギーの損失によって電力を供給する。
• 降着動力パルサー（ X線パルサーのほとんどを占めるが、すべてではない）。降着物質の重力位置エネルギーが動力源となり（地球から観測可能なX線を生成する）、
• マグネターでは、極めて強い磁場の崩壊によって電磁力が発生します。

これら 3 つのクラスの天体はすべて中性子星ですが、観測可能な動作と基礎となる物理特性はまったく異なります。ただし、いくつかの共通点もあります。たとえば、X 線パルサーは、おそらくすでにエネルギーのほとんどを失っている古い回転駆動パルサーであり、連星系の伴星が膨張して中性子星に物質を移し始めてから、再び見えるようになったと考えられます。

降着のプロセスは、今度は中性子星に十分な角運動量を伝達し、それを回転動力のミリ秒パルサーとして「リサイクル」することができる。この物質が中性子星に着地すると、中性子星の磁場が「埋もれ」、ミリ秒パルサーの磁場は平均的なパルサーの1000～10,000倍弱くなると考えられている。この弱い磁場はパルサーの回転を遅くするのにあまり効果がなく、ミリ秒パルサーは数十億年も生き続け、最も古いパルサーとなっている。ミリ秒パルサーは、数十億年前に中性子星の形成を止めた球状星団で見られる。^[44]

中性子星の物質の状態を研究する上で興味深いのは、中性子星の回転速度に見られるグリッチ^{である。 [30]}この速度は、時折「グリッチ」と呼ばれる突然の変化を除いて、ゆっくりと着実に減少する。これらのグリッチを説明するために提案されたモデルの 1 つは、中性子星の地殻を調整する「星震」の結果であるというものである。また、グリッチが、おそらく超伝導である星の内部の分離に起因するというモデルも提案されている。どちらの場合も、星の慣性モーメントは変化するが、角運動量は変化しないため、回転速度が変化する。^[30]

2 つの巨大な星が同じガス雲から近接して誕生すると、連星系を形成し、誕生から互いの周りを回ります。これらの 2 つの星が太陽の少なくとも数倍の質量を持つ場合、その寿命は両方とも超新星爆発で終わります。より質量の大きい星が最初に爆発し、中性子星を残します。爆発で 2 番目の星が吹き飛ばされなければ、連星系は生き残ります。中性子星は電波パルサーとして見えるようになり、ゆっくりとエネルギーを失って回転を落とします。その後、2 番目の星が膨張し、中性子星がその物質を吸い上げることができます。中性子星に落ちた物質は中性子星を回転させ、磁場を減少させます。

これは、中性子星を高速回転状態に戻すため、「リサイクル」と呼ばれます。最後に、2 番目の星も超新星爆発を起こし、別の中性子星を生成します。この 2 番目の爆発でも連星が破壊されなかった場合、二重中性子星 (中性子星連星) が形成されます。そうでない場合、回転した中性子星は伴星がなくなり、「破壊されたリサイクルパルサー」となり、1 秒間に数回から 50 回回転します。^[46]

パルサーの発見により、天文学者はこれまで観測されたことのない天体、中性子星を研究できるようになりました。この種の天体は、核密度での物質の挙動を観測できる唯一の場所です(直接ではありませんが)。また、ミリ秒パルサーにより、強力な重力場の条件下での 一般相対性理論のテストが可能になりました。

パルサーマップは、パイオニアの2つのプレートとボイジャーのゴールデンレコードに含まれています。それらは、電磁パルスの独自のタイミングで識別される14個のパルサーに対する太陽の位置を示しており、地球の空間的および時間的位置を潜在的な地球外知的生命体が計算できるようになっています。^[47]パルサーは非常に規則的な電波パルスを発しているため、その無線送信は毎日修正する必要はありません。さらに、パルサーの位置は、宇宙船のナビゲーションシステムを独立して作成することも、衛星ナビゲーションと組み合わせて使用​​することもできます。^{[48] [49]}

X線パルサーナビゲーションとタイミング（XNAV）または単にパルサーナビゲーションは、パルサーから放出される周期的なX線信号を使用して、深宇宙の宇宙船などの車両の位置を決定するナビゲーション技術です。XNAVを使用する車両は、受信したX線信号を既知のパルサー周波数と位置のデータベースと比較します。GPSと同様に、この比較により、車両は正確な位置（±5 km）を計算できます。電波よりもX線信号を使用する利点は、X線望遠鏡をより小さく軽くできることです。 ^{[50] [51] [52]}実験的なデモンストレーションは2018年に報告されました。^[53]

一般的に、パルサー放射の規則性は原子時計の安定性に匹敵するものではない。^[54]原子時計は外部基準として使用できる。^[55]例えば、J0437−4715の周期は0.005 757 451 936 712 637 秒、誤差は1.7 × 10 ⁻¹⁷ 秒である。この安定性により、ミリ秒パルサーは天体暦の確立^[56] やパルサークロックの構築に使用することができる。^[57]

タイミングノイズは、すべてのパルサーで観測される回転不規則性の名称です。このタイミングノイズは、パルス周波数または位相のランダムな変動として観測されます。^{[58]タイミングノイズがパルサー}グリッチに関連しているかどうかは不明です。2023年に発表された研究によると、^[59]パルサーで観測されるタイミングノイズは、背景重力波によって引き起こされると考えられています。あるいは、パルサー内の内部トルク（超流体または乱流の存在に関連）と外部トルク（磁気圏活動による）の両方の確率的変動によって引き起こされる可能性もあります。^[60]

パルサーからの放射は、地球に到達する前に星間物質（ISM）を通過します。ISMおよびHII領域の暖かい（8000K）イオン化成分の自由電子は、主に2つの方法で放射に影響を与えます。パルサーの放射に生じる変化は、ISM自体の重要なプローブとなります。^[61]

星間プラズマの分散性のため、低周波の電波は高周波の電波よりも遅く媒体を通過します。その結果、さまざまな周波数のパルスの到着に遅延が生じ、パルサーの分散度として直接測定できます。分散度は、観測者とパルサーの間の自由電子の 全列密度です。

${\displaystyle \mathrm {DM} =\int _{0}^{D}n_{e}(s)\,ds,}$

ここで、はパルサーから観測者までの距離、はISMの電子密度である。分散尺度は天の川銀河の自由電子分布のモデルを構築するのに用いられる。^[62]${\displaystyle D}$${\displaystyle n_{e}}$

さらに、ISM の密度不均一性はパルサーからの電波の散乱を引き起こす。その結果生じる電波のシンチレーション(地球の大気の密度変化による可視光での星の瞬きと同じ効果) を利用して、ISM の小規模な変化に関する情報を再構築することができる。^[63]多くのパルサーの速度が速い (最大数百 km/s) ため、1 つのパルサーが ISM を急速にスキャンし、数分のタイムスケールでシンチレーション パターンが変化する。^[64]これらの密度不均一性の正確な原因は未解決の問題であり、乱流から電流シートまでさまざまな説明が考えられる。^[65]

天の川銀河の中心にある超大質量ブラックホール Sgr A* の周りの湾曲した時空内を周回するパルサーは、強い磁場領域における重力の探査機として役立つ可能性がある。[ 66 ]パルスの到着^時間は、特殊相対論的および一般相対論的ドップラー効果と、電波がブラックホールの周りの強く湾曲した時空を通過する複雑な経路によって影響を受ける。一般相対論の影響を現在の機器で測定できるようにするには、約 10 年未満の軌道周期を持つパルサーを発見する必要がある。^[66]このようなパルサーは、Sgr A* から 0.01 pc 以内の距離を周回する。現在、探索が進行中で、現在、Sgr A* から 100 pc 以内にあるパルサーが 5 つ知られている。^[67]

パルサーを使用して重力波を探索するコンソーシアムは世界中に 4 つあります。ヨーロッパの欧州パルサー タイミング アレイ(EPTA)、オーストラリアのパークス パルサー タイミング アレイ(PPTA)、カナダと米国の北米重力波ナノヘルツ観測所(NANOGrav)、インドのインド パルサー タイミング アレイ (InPTA) です。これらのコンソーシアムはまとめて国際パルサー タイミング アレイ(IPTA) を形成します。ミリ秒パルサー(MSP)からのパルスは銀河時計のシステムとして使用されます。時計の乱れは地球で測定できます。通過する重力波による乱れはパルサーの集団全体にわたって特定の特徴を持つため、検出されます。

ここにリストされているパルサーは、その種類のパルサーとして最初に発見されたもの、または、測定された周期が最も短いなど、既知のパルサー群の中で極端な例を表しています。

• 最初の電波パルサー「CP 1919」（現在はPSR B1919+21として知られている）は、パルス周期が1.337秒、パルス幅が0.04秒で、1967年に発見されました。^[7]
• 最初の連星パルサーPSR 1913+16は、一般相対性理論によって予測された通りの速度で重力放射の放出により軌道が減衰しています。
• 最も明るい電波パルサー、ほ座パルサー。
• 最初のミリ秒パルサー、PSR B1937+21
• 最も明るいミリ秒パルサー、PSR J0437−4715
• 最初のX線パルサー、Cen X-3
• 最初の降着ミリ秒X線パルサー、SAX J1808.4−3658
• 惑星を持つ最初のパルサー、PSR B1257+12
• 小惑星の影響を受けた最初のパルサー：PSR J0738−4042
• 最初の二重パルサー連星系、PSR J0737−3039
• 最も周期の短いパルサーであるPSR J1748−2446adの周期は、約0.0014秒または約1.4ミリ秒（1秒間に716回）です。
• 最も周期の長い中性子星パルサーPSR J0901-4046の周期は 75.9 秒です。
• 最も周期の長いパルサーで、周期は118.2秒。また、現在知られている2つの白色矮星パルサーのうちの1つであるAR Scorpii。^[69]
• 最初の白色矮星パルサーAE Aquarii。^{[70] [71]}
• 最も安定した周期を持つパルサー、PSR J0437−4715
• 2つの恒星質量を伴う最初のミリ秒パルサー、 PSR J0337+1715
• PSR J1841−0500 は、580日間にわたって脈動を停止しました。数分以上脈動を停止したことが知られているわずか2つのパルサーのうちの1つです。
• PSR B1931+24には周期があり、約1週間脈動し、約1か月間脈動を停止します。^[72]数分以上脈動を停止したことが知られているわずか2つのパルサーのうちの1つ。
• Swift J0243.6+6124 最も磁気的なパルサー1.6 × 10 ¹³  G . ^{[73] [74]}
• PSR J0952-0607最も重いパルサー2.35+0.17
  −0.17 M _☉ . ^{[75] [76]}
• PSR J1903+0327は、太陽のような恒星との非常に離心率の高い連星系に存在することが発見された、約2.15ミリ秒のパルサーです。 ^[77]
• PSR J2007+2722は40.8ヘルツの「リサイクル」孤立パルサーであり、2007年2月にボランティアによって収集されたデータに基づいて発見され、分散コンピューティングプロジェクトEinstein@Homeによって分析された最初のパルサーでした。^[78]
• PSR J1311–3430はガンマ線脈動によって発見された最初のミリ秒パルサーであり、最短の軌道周期を持つ連星系の一部である。 ^[79]

• 
  ビデオ –かにパルサー– 明るいパルスとインターパルス。
• ビデオ –ほ座パルサー– X 線光。
• ビデオ – AR Scorpiiのアーティストによる想像図。

• ロリマー、ダンカン R.; クレイマー、マイケル (2004)。パルサー天文学ハンドブック。ケンブリッジ大学出版局。ISBN 978-0-521-82823-9。
• Lorimer, Duncan R. (2008). 「連星およびミリ秒パルサー」. Living Reviews in Relativity . 11 (1): 8. arXiv : 0811.0762 . Bibcode :2008LRR....11....8L. doi : 10.12942/lrr-2008-8 . PMC  5256074. PMID  28179824 .
• Lyne, Andrew G.; Graham-Smith, Francis (1998)。パルサー天文学。ケンブリッジ大学出版局。ISBN 978-0-521-59413-4。
• マンチェスター、リチャード N.; テイラー、ジョセフ H. (1977)。パルサー。WH フリーマン アンド カンパニー。ISBN 978-0-7167-0358-7。
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ウィキメディア・コモンズにはパルサーに関連するメディアがあります。

• 「パルサーの発見: 最初の光学パルサー、Wayback Machineで 2007-10-03 にアーカイブ」。発見の瞬間、アメリカ物理学会、2007 年 (音声ガイドと教師用ガイドを含む)。
• パルサーの発見: ジョスリン・ベル・バーネル氏へのインタビュー。Jodcast、2007 年 6 月 (低品質バージョン)。
• オーディオ: ケイン/ゲイ – 天文学キャスト。パルサー – 2009 年 11 月
• オーストラリア国立望遠鏡施設: パルサーカタログ
• ジョンストン、ウィリアム・ロバート。「連星系内のパルサー一覧」ジョンストン アーカイブ、2005 年 3 月 22 日。