Mostrar código-fonte de Pulsar

{{ver desambiguação}}

[[Ficheiro:Lightsmall-optimised.gif|miniaturadaimagem|Ilustração do efeito de "farol" produzido por um pulsar.]]
'''Pulsar''' é uma [[estrela de nêutrons]] que, em virtude de seu intenso [[campo magnético]] (da ordem de 10<sup>8</sup> [[Tesla (unidade)|T]]), transforma a energia rotacional em energia [[Eletromagnetismo|eletromagnética]]. A medida que o pulsar gira, seu intenso campo magnético [[Indução eletromagnética|induz]] um enorme [[campo elétrico]] na sua superfície. Este campo elétrico é suficiente para arrancar partículas carregadas da superfície, na sua maioria [[elétrons]], que por sua vez fluem para a [[magnetosfera]] onde são acelerados. Estes elétrons acelerados emitem [[radiação síncrotron]] em um feixe estreito ao longo das linhas do campo magnético. Se ao girar, o eixo do campo magnético ficar na nossa [[linha de visada]], veremos um pulso de radiação eletromagnética (como a luz de um [[farol]] girante).<ref name="Zeilik"/><ref name=":3">{{Citar livro|url=https://www.google.com.br/books/edition/Astronomia_Astrof%C3%ADsica/IPWZCh1awFIC|título=Astronomía e astrofísica|ultimo=Oliveira Filho|primeiro=Kepler de Souza|data=2004|editora=Livraria de física|outros=Maria de Fátima Oliveira Saraiva|edicao=2a ed|local=Sao Paulo|oclc=57509233|url-resumo=https://www.worldcat.org/oclc/57509233|resumo-fonte=WorldCat}}</ref><ref name=":4">{{Citar livro|url=https://books.google.com.br/books?id=4e5iDwAAQBAJ|título=Do átomo ao buraco negro: Para descomplicar a astronomia|ultimo=Schwarza|editora=Planeta do Brasil|ano=2018|isbn=9788542213805}}</ref>
[[Ficheiro:Pulsar schematic.jpg|miniaturadaimagem|Esquema de um pulsar, apresentando as linhas de campo magnético e o feixe de radiação escapando pelos polos magnéticos.]]

== História ==
[[Imagem:Chart Showing Radio Signal of First Identified Pulsar.jpg|miniatura|direita|Gráfico no qual [[Jocelyn Bell Burnell]] reconheceu pela primeira vez evidências de um pulsar, exibido na [[Biblioteca da Universidade de Cambridge]]]]
A existência de estrelas de nêutrons foi primeiramente proposta por [[Walter Baade]] e [[Fritz Zwicky]] em 1934, quando argumentaram que uma pequena e densa estrela consistindo primariamente de nêutrons resultaria de uma supernova.<ref>{{citar periódico|ultimo=Baade|primeiro=Walter|ultimo2=Zwicky|primeiro2=Fritz|data=1934|titulo=Remarks on Super-Novae and Cosmic Rays|jornal=Physical Review|doi=10.1103/PhysRev.46.76.2|bibcode=1934PhRv...46...76B|url=|acessadoem=}}</ref> Em 1967, pouco antes da descoberta dos pulsares, Franco Pacini, astrofísico italiano, sugeriu que uma estrela de nêutrons em rotação com um campo magnético, emitiria radiação e notou que tal energia poderia adentrar os [[Remanescente de supernova|remanescentes de supernova]] que se encontram ao redor de uma estrela de nêutrons, como a [[Nebulosa do Caranguejo]].<ref>{{citar periódico|ultimo=Pacini|primeiro=Franco|data=1967|titulo=Energy Emission from a Neutron Star|jornal=Nature|doi=10.1038/216567a0|bibcode=1967Natur.216..567P|url=|acessadoem=}}</ref>

Em julho de 1967, começara a funcionar um grande [[Radiotelescópio|rádiotelescópio]] desenvolvido por [[Antony Hewish]] em Cambridge, Inglaterra, composto por 2 048 dispositivos de recepção separados, espalhados por uma área de {{Fmtn|18000}} m<sup>2</sup>.  Ele era destinado a estudar as cintilações de fontes de rádio localizadas no espaço. Essas cintilações são causadas pelas flutuações na densidade do plasma interplanetário.

[[Jocelyn Bell Burnell]], uma estudante de pós-graduação, que era a responsável pela análise preliminar dos dados, notou um sinal estranho que subitamente desapareceu, vindo a reaparecer três meses depois. O grupo de Hewish concentrou-se nesse estranho sinal, localizando entre as estrelas Vega e Altair, e descobriu que os pulsos de [[Rádio (telecomunicações)|rádio]] ocorriam numa taxa extremamente regular, a cada 1,33730113 s e com uma duração de 0,05 s.<ref name="Zeilik" /><ref name="Asimov" />

Porém, eles não só demoraram meses em se convencer da autenticidade do sinal, mas quando anunciado, foi seriamente cogitada a hipótese de se tratar de sinais de uma civilização extraterrestre. Na verdade, antes que a palavra pulsar passasse a ser utilizada eles referiam-se ao fenômeno como LGM (sigla em inglês para ''little green men'' — homenzinhos verdes).<ref name="Asimov" /><ref name="Friaça" />

Posteriormente, o grupo descobriu mais três objetos emitindo pulsos de rádio com taxas diferentes e concluíram tratar-se de objetos de origem natural.<ref name="Zeilik" />

Como a fonte emissora parecia se originar de um ponto no espaço, Hewish pensou que ela poderia representar algum tipo de estrela, uma estrela pulsante (do inglês ''pulsating star''), o nome foi então abreviado para pulsar.<ref name="Asimov" />

Após a descoberta do primeiro pulsar, [[Thomas Gold]] sugeriu um modelo de uma estrela de nêutrons em rotação similar ao de Pacini e argumentou que esse modelo poderia explicar a radiação pulsante observada por Bell Burnell e Hewish.<ref>{{citar periódico|ultimo=Gold|primeiro=Thomas|data=1968|titulo=Rotating Neutron Stars as the Origin of the Pulsating Radio Sources|jornal=Nature|volume=218|numero=5143|doi=10.1038/218731a0|bibcode=1968Natur.218..731G|url=https://www.nature.com/nature/journal/v218/n5143/pdf/218731a0.pdf|acessadoem=25/10/17}}</ref> A descoberta do pulsar da Nebulosa do Caranguejo em 1968 confirmou esse modelo de representação dos pulsares. O [[Pulsar do Caranguejo|pulsar do caranguejo]] tem uma pulsação de período igual a 33 milissegundos, pequeno demais para ser consistente com outros modelos propostos para a emissão do pulsar. Além disso, sua localização no centro da Nebulosa do Caranguejo é consistente com a previsão de Baade e Zwicky em 1933.<ref>{{citar livro|título=Pulsar Astronomy|ultimo=Lyne|primeiro=Andrew G.|ultimo2=Graham-Smith|primeiro2=Francis|editora=Cambridge University Press|ano=1998|local=|páginas=1-7|acessodata=}}</ref>

Em 1974, Antony Hewish e [[Martin Ryle]] se tornaram os primeiros astrônomos a ganharem o [[Nobel de Física|Prêmio Nobel de Física]], com a [[Academia Real das Ciências da Suécia]] notando que Hewish teve "papel decisivo na descoberta de pulsares".<ref>{{citar web|url=https://www.nobelprize.org/nobel_prizes/physics/laureates/1974/press.html|titulo=Press Release: The 1974 Nobel Prize in Physics|data=2014|acessodata=25/10/17|publicado=Nobel Media AB|ultimo=|primeiro=}}</ref> Certa controvérsia é associada ao fato de Hewish ter ganho o prêmio enquanto Bell Burnell não teve sua participação considerada.<ref>{{citar livro|url=http://www.bigear.org/vol1no1/burnell.htm|título=Annals of the New York Academy of Science|ultimo=Bell Burnell|primeiro=S. Jocelyn|editora=|ano=1977|volume=302|local=Nova Iorque|página=685-689|páginas=|acessodata=25/10/17}}</ref>

Até 2022, cerca de 3.320 eram conhecidos na [[Via Láctea]].<ref>{{Citar web|ultimo=Teoh|primeiro=Albert|url=https://www.atnf.csiro.au/research/pulsar/psrcat/proc_form.php?version=1.67&startUserDefined=true&c1_val=&c2_val=&c3_val=&c4_val=&sort_attr=jname&sort_order=asc&condition=&pulsar_names=&ephemeris=short&coords_unit=raj/decj&radius=&coords_1=&coords_2=&style=Long+with+last+digit+error&no_value=*&fsize=3&x_axis=&x_scale=linear&y_axis=&y_scale=linear&state=query&table_bottom.x=58&table_bottom.y=22|titulo=The ATNF Pulsar Database|acessodata=2022-07-19|website=www.atnf.csiro.au}}</ref>

== Nomenclatura ==
Inicialmente pulsares eram nomeados com as iniciais do observatório responsável pela descoberta seguidas por sua [[ascensão reta]]. Conforme mais pulsares foram descobertos, essa convenção tornou-se insuficiente, sendo seguida pelo uso das letras PSR (sigla em inglês para ''Pulsating Source of Radio'' - Fonte de Rádio Pulsante) seguidas pela ascensão reta e os graus do arco de [[declinação]]. Pulsares muito próximos podem ter letras como apêndices.

A convenção moderna prefixa números antigos com um B, significando que as coordenadas pertencem à [[Época (astronomia)|época]] de 1950. Os pulsares descobertos mais recentemente têm um J, que indica que as coordenadas são de 2000, e uma declinação que inclui minutos. Apesar das mudanças, pulsares descobertos antes de 1993 mantém a convenção da letra B ao invés de terem nomes com J. Porém, todos os pulsares possuem um nome com J que fornece coordenadas mais precisas de suas posições no céu.<ref>{{citar livro|título=Pulsar Astronomy|ultimo=LYNE|primeiro=Andrew G.|editora=Cambridge University Press|ano=1998|editor-sobrenome=GRAHAM-SMITH|editor-nome=Francis|local=|páginas=|acessodata=}}</ref>

== Formação ==
[[Ficheiro:Pulsar schematic.svg|miniaturadaimagem|248x248px|Visão esquemática de um pulsar. A esfera no centro representa a estrela de nêutrons, as linhas curvadas indicam as linhas do campo magnético, os cones azuis indicam as zonas de emissão de luz e a reta verde representa o eixo de rotação da estrela.]]
Os eventos que levam à formação de um pulsar começam quando o núcleo de uma estrela maciça é comprimido durante uma [[supernova]], formando uma estrela de nêutrons. A estrela de nêutrons mantém grande parte do [[momento angular]] original e, uma vez que possui um raio muito menor que a sua progenitora, se forma com uma alta velocidade de rotação. Um feixe de [[Radiação eletromagnética|radiação]] é emitido junto ao eixo magnético do pulsar, que gira conforme a rotação da estrela de nêutrons. O eixo magnético do pulsar determina a direção do feixe eletromagnético e não é necessariamente idêntico ao eixo de rotação da estrela. Isso faz com que o feixe seja visível uma vez para cada rotação da estrela de nêutrons, levando à natureza "pulsante" de sua aparência.

Em pulsares alimentados por rotação, o feixe se origina da energia rotacional da estrela de nêutrons, que gera um campo elétrico a partir do movimento de um forte campo magnético, resultando na aceleração de prótons e elétrons na superfície da estrela e na emissão de um feixe eletromagnético emanando dos polos do campo magnético. Essa rotação diminui ao longo do tempo, à medida que a energia [[Eletromagnetismo|eletromagnética]] é emitida. Quando o giro de um pulsar diminui suficientemente, o mecanismo de emissão de radiação se desliga. Esse desligamento parece ocorrer aproximadamente após 10 a 100 milhões de anos, o que significa que, de todas as estrelas de nêutrons nascidas nos 13,6 bilhões de anos do universo, cerca de 99% pararam de pulsar.<ref name=":1">{{citar web|url=http://www.cv.nrao.edu/course/astr534/Pulsars.html|titulo=Pulsar Properties|data=|acessodata=8/11/2017|publicado=National Radio Astronomy Observatory|ultimo=|primeiro=}}</ref>[[Imagem:Chandra-crab.jpg|thumb|250px|O Pulsar de Caranguejo. Esta imagem combina informação óptica recolhida pelo [[Telescópio Espacial Hubble|Hubble]] (a vermelho) e imagens [[raio-X]] do [[Observatório de raios-X Chandra|Chandra]] (a azul).]]

== Pulsares notáveis ==
* [[PSR 1919+21]]
* [[PSR 1913+16]] - 1º pulsar binário a ser descoberto
* [[PSR B1937+21]]
* [[Cen X-3]] - 1º pulsar de raios-X a ser descoberto
* [[SAX J1808.4-3658]]
* [[PSR B1257+12]] - 1º pulsar com planeta a ser descoberto
* [[PSR J0737-3039|PSR J0737−3039]]
* [[SGR 1806-20]]
* [[PSR J1748-2446ad]] - pulsar com rotação mais rápida
* [[LGM-1]] - 1º rádio-pulsar reconhecimento
* [[PSR J0108-1431]] - pulsar mais próximo
* [[SWIFT J1756.9-2508]]
* [[PSR B1509-58]]

[[File:Vela Pulsar jet seen by Chandra Observatory.ogv|thumb|right|251x251px|Vídeo do [[Pulsar de Vela]] de [[raios X]].]]

== Categorias ==
Três classes distintas de pulsares são conhecidos hoje, diferenciados pela fonte da força da radiação eletromagnética:
* Pulsares potencializados por rotação, nos quais a perda de energia rotacional da estrela fornece o poder;
* [[Pulsar de raio X|Pulsares potencializados por acreção]], onde a [[energia potencial gravitacional]] de matéria [[Acreção (astrofísica)|acrecida]] é a fonte de poder (produzindo raios X observáveis da Terra);
* [[Magnetar]]es, nos quais o decaimento de um campo magnético extremamente forte fornece o poder eletromagnético.
Apesar de todos os três tipos serem estrelas de nêutrons, seus comportamentos e os processos físicos que os causam são diferentes. Apesar disso, esses tipos estão conectados, com pulsares de Raio X sendo muito provavelmente antigos pulsares de rotação que perderam grande parte de seu poder, visíveis somente devido ao fato de suas respectivas [[Estrela binária|estrelas binárias]] se expandirem e transferirem matéria para a estrela de nêutrons. Esse processo de acreção pode transferir [[momento angular]] suficiente para resumir o movimento de rotação na estrela, com a matéria acrescida diminuindo a força magnética do pulsar por {{Fmtn|1000}} a {{Fmtn|10000}} vezes do normal. Esse campo magnético enfraquecido é menos eficiente em diminuir a velocidade de rotação dos pulsares, permitindo que eles permaneçam ativos por bilhões de anos e sejam os mais antigos pulsares conhecidos.<ref name=":1" />

== Aplicações ==
A descoberta dos pulsares permitiu aos astrônomos o estudo de um objeto nunca antes observado: a [[estrela de nêutrons]]. Esse tipo de objeto é o único lugar no qual o comportamento da matéria em uma densidade [[Núcleo atómico|nuclear]] pode ser observado (apesar de não diretamente). Além disso, pulsares com duração de milissegundos permitiram o estudo da [[relatividade geral]] em condições de intenso campo gravitacional.

=== Mapas ===
Mapas de pulsares foram incluídos nas duas [[Placa Pioneer|placas Pioneer]] assim como no [[Voyager Golden Record]]. Eles mostram a posição do [[Sol]], relativa a 14 pulsares, que são identificados pelos períodos únicos de seus pulsos eletromagnéticos, de forma que permita o cálculo da nossa posição tanto no tempo como no espaço por potenciais seres [[Vida extraterrestre|extraterrestres]].<ref>{{Citar web|url=http://voyager.jpl.nasa.gov/spacecraft/goldenrec1.html|titulo=Voyager - The Spacecraft|acessodata=2017-10-10|obra=voyager.jpl.nasa.gov|lingua=en}}</ref> Devido à emissão regular pulsos de ondas de rádio pelos pulsares, suas transmissões não requerem correções diárias. Além disso, a posição dos pulsares poderia criar um sistema de navegação espacial independente ou para ser usado em conjunto com navegação por satélites.<ref>{{citar periódico|ultimo=Cevallos|primeiro=Marissa|data=24/11/2010|titulo=How to use a pulsar to find Starbucks|jornal=Science News|doi=|url=https://www.sciencenews.org/article/how-use-pulsar-find-starbucks|acessadoem=10/10/2017}}</ref><ref>{{citar periódico|ultimo=Tartaglia|primeiro=Angelo|coautores=Matteo Luca Ruggiero; Emiliano Capolongo|data=2011|titulo=A null frame for spacetime positioning by means of pulsating sources|jornal=Advances in Space Research|doi=10.1016/j.asr.2010.10.023|url=http://www.sciencedirect.com/science/article/pii/S0273117710007064|acessadoem=10/10/2017}}</ref>

=== Relógios precisos ===
Geralmente, a regularidade da emissão de um pulsar não se compara à estabilidade de [[Relógio atômico|relógios atômicos]].<ref>{{citar periódico|ultimo=Hartnett|primeiro=John|coautores=Andre Luiten|data=2011|titulo=Colloquium: Comparison of Astrophysical and Terrestrial Frequency Standards|jornal=Reviews of Modern Physics|doi=10.1103/RevModPhys.83.1|url=https://www.researchgate.net/publication/45909635_Colloquium_Comparison_of_Astrophysical_and_Terrestrial_FrequencyStandards|acessadoem=10/10/2017}}</ref> Porém, para alguns pulsares de milissegundos, a regularidade da pulsação é ainda mais precisa que a desses relógios.<ref>{{citar periódico|ultimo=Matsakis|primeiro=Demetrios|coautores=Taylor, J. H.; Eubanks, T. M.|data=02/06/1997|titulo=A Statistic for Describing Pulsar and Clock Stabilities|jornal=Astronomy and Astrophysics|doi=|bibcode=1997A&A...326..924M|url=http://aa.springer.de/papers/7326003/2300924.pdf|acessadoem=10/10/2017}}</ref> Essa estabilidade permite que pulsares de milissegundos sejam usados para o estabelecimento do [[Efeméride|tempo de efemérides]]<ref>{{citar periódico|ultimo=Backer|primeiro=Don|data=1984|titulo=The 1.5 Millisecond Pulsar|jornal=Annals of the New York Academy of Sciences|doi=10.1111/j.1749-6632.1984.tb23351.x|bibcode=1984NYASA.422..180B|url=http://onlinelibrary.wiley.com/doi/10.1111/j.1749-6632.1984.tb23351.x/abstract|acessadoem=10/10/2017}}</ref> ou na construção de [[Relógio pulsar|relógios pulsares]].

=== Sondas do meio interestelar ===
A radiação dos pulsares passa pelo [[meio interestelar]] antes de alcançar a Terra. [[Elétron]]s livres existentes no componente ionizado e quente ({{Fmtn|8000}} K) desse meio e nas [[região H II|regiões H II]], afetam a radiação de duas maneiras. As mudanças resultantes na radiação do pulsar são uma importante sonda do meio interestelar em si.<ref>{{citar periódico|ultimo=Ferrière|primeiro=Katia|data=05/12/2001|titulo=The Interstellar Environment of Our Galaxy|jornal=Reviews of Modern Physics|doi=10.1103/RevModPhys.73.1031|bibcode=2001RvMP...73.1031F|url=|acessadoem=}}</ref>

Devido à natureza [[Dispersão (óptica)|dispersiva]] do [[plasma]] interestelar, ondas de rádio de baixa frequência trafegam por esse meio mais lentamente que ondas de alta frequência. O atraso resultante na chegada dos pulsos numa faixa de frequências, é diretamente mensurável como a [[Dispersão (óptica)|medida de dispersão]] do pulsar. A medida de dispersão é a densidade de coluna total de elétrons livres entre o observador e o pulsar,

<math>DM = \int_{0}^{D} n_{e}(s)ds</math>

Onde <math>D</math> é a distância do pulsar até o observador e <math>n_{e}</math> é a densidade eletrônica do meio interestelar. A medida da dispersão é usada na construção de modelos da distribuição de elétrons livres na [[Via Láctea]].<ref>{{citar periódico|ultimo=Taylor|primeiro=J. H.|coautores=Cordes, J. M.|data=Julho de 1993|titulo=Pulsar Distances and the Galactic Distribution of Free Electrons|jornal=Astrophysical Journal|doi=10.1086/172870|url=|acessadoem=}}</ref>

Além disso, a [[turbulência]] no gás interestelar causa inomogeneidades na densidade no meio interestelar, que faz com que as ondas de rádio dos pulsares sofram espalhamento. A [[Cintilação (astronomia)|cintilação]] resultante nas ondas de rádio (o mesmo efeito da cintilação no brilho de uma estrela devido a variações na densidade da atmosfera terrestre), pode ser usada para reconstruir informações sobre as variações em pequena escala do meio interestelar.<ref>{{citar periódico|ultimo=Rickett|primeiro=Barney J.|data=Setembro de 1990|titulo=Radio Propagation Through the Turbulent Interstellar Plasma|jornal=Annual Review of Astronomy and Astrophysics|doi=10.1146/annurev.aa.28.090190.003021|bibcode=1990ARA&A..28..561R|url=|acessadoem=}}</ref> Devido à alta velocidade (de até centenas de km/h) de muitos pulsares, um único pulsar varre o meio interestelar rapidamente, resultando em mudanças nos padrões de cintilação ao longo de poucos minutos.<ref>{{citar periódico|ultimo=Rickett|primeiro=Barney J.|coautores=Lyne, Andrew G.; Gupta, Yashwant|data=01/06/1997|titulo=Interstellar Fringes from Pulsar B0834+06|jornal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|doi=10.1093/mnras/287.4.739|bibcode=1997MNRAS.287..739R|url=|acessadoem=}}</ref>

=== Sondas do espaço-tempo ===
Pulsares orbitando ao longo do [[espaço-tempo]] curvado ao redor do [[Sagittarius A*]], o [[buraco negro supermaciço]] no centro da [[Via Láctea]], poderiam servir para examinar a gravidade naquele ambiente de intenso campo gravitacional.<ref name=":0">{{citar periódico|ultimo=Angélil|primeiro=Raymond|coautores=Saha, P.; Merritt, D.|data=19/08/2017|titulo=Towards relativistic orbit fitting of Galactic center stars and pulsars|jornal=The Astrophysical Journal|doi=10.1088/0004-637X/720/2/1303|bibcode=2010ApJ...720.1303A|url=http://iopscience.iop.org/article/10.1088/0004-637X/720/2/1303/meta;jsessionid=9667A274730F26C34CD920B77F8F573C.ip-10-40-2-120|acessadoem=10/10/2017}}</ref> Os tempos de chegada dos pulsos seriam afetados pelo [[Efeito Doppler relativístico|efeito Doppler]], conforme a [[relatividade geral]] e [[Relatividade restrita|especial]] e pelos caminhos complicados que as ondas de rádio percorreriam no espaço-tempo fortemente curvado ao redor do buraco negro. Para que os efeitos da relatividade geral sejam mensuráveis com a tecnologia atual, pulsares com períodos orbitais menores que 10 anos precisariam ser descobertos,<ref name=":0" /> esses pulsares orbitariam a distâncias de cerca de 0,01 [[Parsec|pc]] do buraco negro.

== Ver também ==
{{Commonscat|Pulsars}}
* [[Magnetar]]
* [[PSR B1257+12]]
* [[Buraco negro]]
* [[Gás Fermi]]
* [[Limite de Chandrasekhar]]
* [[Limite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff]]
* [[Anexo:Lista de pulsares|Lista de pulsares]]
* [[Anexo:Lista de estrelas de nêutrons|Lista de estrelas de nêutrons]]
* [[Quasar]]

{{referências|col=2|refs=
<ref name="Zeilik">{{Citar livro|autores=Stephen A. Gregory; Michael Zeilik|título=Introductory Astronomy and Astrophysics |língua=en|edição=4|editora=Thomson Learning|ano=1998|capítulo=Capítulo 17: Star Deaths|isbn =9780030062285}}</ref>
<ref name="Asimov">{{Citar livro|autor=Issac Asimov|título=O colapso do universo|edição=3|local=Rio de Janeiro|editora=Francisco Alves|ano=1980|anooriginal=1977|página=102-104|capítulo=Cap.: Estrelas de nêutrons}}</ref>
<ref name="Friaça">{{Citar livro|autores=Friaça, A.C.S.; Pino L.S.Jr.; Pereira, V.J.|título=Astronomia: uma visão geral do universo|edição=2|local=São Paulo|editora=Edusp|ano=2008|capítulo=Cap.: Objetos estelares compactos|isbn =978-85-314-0462-7}}</ref>
}}

{{Estrela}}
{{Estrelas variáveis}}

[[Categoria:Pulsares| ]]
[[Categoria:Radioastronomia]]
[[Categoria:Tipos de estrelas]]