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Etoiles à neutrons
pulsars


Aperçu
Une étoile à neutrons est un corps d'une masse comprise entre 1,44 et 2 à 3 masses solaires dont le diamètre est de l'ordre de dix à vingt kilomètres. Il s'agit donc d'un astre excessivement compact. Dans une telle étoile, constituée, comme son nom le suggère, d'une grande proportion de neutrons plaqués les uns contre les autres. Ainsi la masse volumique moyenne peut-elle atteindre dans une étoile à neutrons quelque chose comme cent millions de tonnes par centimètre cube.
La limite inférieure de 1,44 masses solaires marque la séparation entre les naines blanches et les étoiles à neutrons. La limite supérieure de 2 à 3 masses solaires se traduisant en effet par une densité pour laquelle l'espace s'ouvre en trou noir. [Les naines blanches]
[Les trous noirs]
Pour parvenir à une telle situation, il a fallu que la gravitation puisse vaincre toutes les autres forces à l'intérieur d'une étoile. On peut donc s'attendre à ce qu'une étoile à neutrons ne se forme qu'après l'extinction des réactions nucléaires dont l'énergie contrebalance le poids qu'exerce l'étoile sur elle-même. Il est par ailleurs nécessaire qu'une masse suffisante soit présente. Aussi le principal mécanisme de formation des étoiles à neutrons est-il l'implosion finale sous son propre poids du coeur d'une étoile, dont l'enveloppe, de son côté, explose pour donner lieu à une supernova. On peut également imaginer, selon un modèle proposé en 1976 notamment par Evry Schatzman, de l'Observatoire de Meudon, que certaines naines blanches accompagnées d'une étoile à l'enveloppe dilatée, puissent capturer chez leur voisine la matière nécessaire à leur implosion. [Les supernovae]
L'effondrement a deux autres conséquences importantes : grande vitesse de rotation et champ magnétique intense.

L'accélération de la rotation s'explique par la conservation du moment angulaire (le produit de la vitesse angulaire par le carré du rayon doit rester constant). Un astre prend de la vitesse en diminuant de diamètre, de la même façon qu'une patineuse, par exemple, lorsqu'elle replie les bras. La période de rotation peut ainsi être comprise entre quelques millisecondes et une poignée de secondes.

L'intensification du champ magnétique provient pour sa part de la conservation du flux magnétique : le produit du champ magnétique par la surface de l'étoile doit rester constant. Si donc la surface diminue, le champ augmentera en proportion. Le champ magnétique d'une étoile à neutrons jeune est ainsi de mille milliards de gauss, contre, disons, 1 gauss pour une étoile ordinaire comme le Soleil, et quelques milliers de gauss pour une étoile magnétique.

[Le Soleil]
[Les étoiles variables]
Ce sont ces caractéristiques qui permettent de repérer dans le ciel et d'identifier, une étoile à neutrons sous la forme d'un pulsar, c'est-à-dire d'un astre qui émet de très brefs signaux électromagnétiques, désignés sous le nom de pulses, et espacés par des intervalles excessivement courts. Ces pulses se révèlent de forme et d'intensité variables d'une fois sur l'autre, témoignant statistiquement d'une extraordinaire régularité, posant certains pulsars en redoutables concurrents des précises que nos horloges atomiques...

Un pulsar, contrairement, ici, à ce que son nom suggère (et qui remonte à une époque où la nature de ces objets n'était pas encore comprise), n'est sujet à aucune pulsation. Le phénomène des pulses s'interprète par l'existence d'un fin pinceau de rayonnement (le plus souvent radio, mais également optique, X, et même dans certains cas gamma), formé près de la surface de l'étoile à neutrons et balayant l'espace au même rythme que la rotation de l'astre. On a alors affaire à une sorte de phare tournant à très grande vitesse. Chaque fois que son faisceau se trouve dirigé vers la Terre, un petit éclair (le pulse) est capté.

Les pulsars actuellement répertoriés ont des périodes qui s'étagent entre 1,5 ms (pulsars millisecondes) et 4 s (pulsars ordinaires). Leurs pulses, qui durent entre un dixième et un centième de leur période, traduisent une émission très directive.
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Les magnétars

Un type particulier d'étoiles à neutrons a été découvert en 1979, mais sans que l'en en comprenne tout d'abord la nature. Ces objets (on a découvert trois coup sur coup) se manifestaient par de sursauts gamma (et X), assez comparables à ceux que les astronomes détectaient depuis le début de la décennie.

Des différences existaient au demeurant. Les bouffées de rayonnement correspondaient ainsi à l'émission de photons d'une énergie moyenne moindre (gamma mous, et plus fréquemment X durs), se situaient dans notre Galaxie où on les trouvait associés à des rémanents de supernovae, et dans des galaxies proches. Et, surtout, les flashes se répétaient épisodiquement. Parfois, ils ne sont espacés que de quelques jours, et dégagent des énergies correspondant à celle produite en un an. Certains ont correspondu à un dégagement d'énergie comparable à celui du Soleil pendant mille ans.

Leurs caractéristiques ont fait désigner ces objets sous le nom de répéteurs gamma. Mais on a tardé à les dissocier des autres sursauteurs gamma. Une hypothèse a cependant été émise en 1992 par Robert Duncan et Christopher Thomson sur leur nature, et a été confirmée seulement en 1998 par Chryssa Kouveliotou et ses collaborateurs. Selon ce point de vue, on a affaire à des étoiles à neutrons mais possédant un champ magnétique exceptionnellement intense (~1014 gauss). Les sursauts gammas constituent ainsi une manière pour ces astres de se débarrasser de leur surplus de champ magnétique, à l'occasion de puissants séismes qui secouent la croûte solide de ces astres.

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Rouages

Des noyaux atomiques géants?

L'effondrement qui conduit à la formation d'une étoile à neutrons, n'est possible que parce que de nombreux protons et électrons qui forment la matière ordinaire ont pu fusionner ont fusionner en neutrons (avec émission de neutrinos). Ces neutrons finissent par opposer une résistance capable de bloquer la contraction quand ils deviennent dégénérés. C'est-à-dire quand leur confinement est tel qu'il leur impose de très grandes vitesses. En effet, selon le principe d'exclusion de Pauli, qui est l'une des bases de la physique quantique, deux particules de matière, telles que les neutrons, ne peuvent se trouver en même temps exactement au même endroit. Si on essaie donc, comme le fait la force de gravitation, de les rapprocher trop, leur seule issue sera de prendre de la vitesse pour s'échapper. L'agitation des neutrons qui s'ensuivra sera alors la responsable d'une pression capable de contrecarrer la gravitation.

On compare parfois une étoile à neutrons à un noyau atomique géant. Elle en possède effectivement la densité (puisqu'on est dans une situation où les nucléons (neutrons et protons) pratiquement se touchent, comme dans le noyau d'un atome). Mais ici, il convient de souligner que la force qui unit ces particules n'est pas l'interaction forte, comme dans un noyau atomique ordinaire, mais simplement la gravitation.

Figure 1 - L'état dans lequel se trouve la matière dans une étoile à neutrons est largement hypothétique. Le modèle présenté ici ne constitue qu'une possibilité parmi d'autres. Il suppose une écorce solide, de fer ionisé, chauffée à 10 millions de kelvins, enserrant plusieurs régions appauvries en noyaux atomiques et riches en neutrons dégénérés (autrement dit, qui s'évitent) et superfluides (c'est-à-dire à l'état d'un liquide de très faible viscosité). La nature du coeur hyperdense de l'étoile est encore plus spéculative. On pourrait y rencontrer des pions (particules composées de deux quarks liés) ou, même, de quarks.
 

Comment faire un pulsar avec une étoile à neutrons?

S'il s'avère aisé de se représenter un pulsar comme un phare tournant, il est beaucoup plus difficile de comprendre l'origine et le confinement de son émission à l'intérieur d'un étroit faisceau. Une seule quasi-certitude : c'est le puissant champ magnétique dipolaire de l'étoile à neutrons qui engendre le phénomène et impose une direction privilégiée au faisceau.

On sait que des particules chargées électriquement (des électrons, par exemple) peuvent être accélérées dans un champ magnétique, et qu'elles émettent alors un rayonnement, dit synchrotron. Les propriétés du rayonnement que l'on capte en provenance des pulsars semble effectivement indiquer que l'on a affaire, au moins en partie, à une émission synchrotron. De plus, la direction qui semble la plus naturelle (mais qui n'est pas la seule envisageable) dès que l'on envisage un champ magnétique est celle de son axe. Cet axe magnétique, pouvant être, comme cela s'observe d'ailleurs dans le cas de notre planète, distinct de l'axe de rotation, il peut parfaitement balayer l'espace de la façon attendue. Selon un scénario déjà imaginé en 1968 par Thomas Gold les particules chargées émettrices seraient des particules s'éloignant de l'étoile le long de l'axe magnétique. Reste ensuite à expliquer d'où viendraient les particules chargées.

En 1975, M. Ruderman et P. Sutherland ont ainsi proposé un modèle plutôt tarabiscoté, mais séduisant, dans lequel la dynamo constituée par l'étoile à neutrons engendre un gigantesque champ électrique (plusieurs milliards de volts) sur une épaisseur de quelques dizaines de mètres au-dessus de la surface de l'étoile. Dans les régions proches de l'axe magnétique - autrement dit, les calottes polaires - les forces électriques se révèlent alors plus puissantes que la gravitation, et sont donc susceptibles d'arracher massivement des particules chargées de la surface de fer de l'astre. Le phénomène touchant bien davantage les électrons que les protons, près de 2000 fois plus massifs, et donc plus difficiles à déplacer. Il s'ensuit que l'étoile acquiert à sa surface une charge positive, et qu'elle se retrouve entourée un nuage de charges négatives (magnétosphère). Surface et magnétosphère se retrouvant séparées par une région vide.

Placée dans cette situation notre étoile a plusieurs raisons de rayonner selon une direction proche de l'axe magnétique. Toutes devant sans doute être invoquées à des degrés divers pour rendre compte de la diversité observée des pulsars.

Pour commencer, la discrimination de charges électriques à la hauteur d'une calotte polaire rend ces régions analogues à de gigantesques condensateurs. Et tout comme nos condensateurs, ceux des étoiles à neutrons sont également susceptibles de claquer, c'est-à-dire de retrouver en un violent éclair la neutralité électrique. Résultat, outre les super-étincelles engendrées, un échauffement de la calotte polaire qui désormais brillera intensément.

Par ailleurs, lorsqu'ils sont arrachés à la surface de l'étoile, les électrons acquièrent une vitesse et donc une énergie phénoménales. Ils vont alors rayonner dans le domaine gamma, des photons susceptibles matérialiser des paires de nouveaux électrons et anti-électrons (positons). Ces nouvelles particules s'annihileront ensuite pour donner une deuxième génération de photons gamma. Et le processus en cascade pourra ainsi recommencer plusieurs fois. Avec pour résultat d'enrichir en électrons et positrons la magnétosphère, tout en émettant déjà de rayonnement de haute énergie le long de l'axe magnétique, en plus du rayonnement synchrotron engendré par les particules. De surcroît, certains électrons de cette magnétosphère, on l'a dit, sont appelés à "retomber" sur l'étoile au moment des claquages. Ils abandonnent alors certains positrons, qui accélérés à des vitesses proches de celle de la lumière, parviendront à se sauver et à interagir avec le milieu environnant. Ceux-là, en spiralant lors de leur fuite autour des lignes de champ ouvertes près de l'axe magnétique, ajoutant encore à l'intensité de l'émission du rayonnement synchrotron...

Modèle de pulsar
Figure 2 -Ce schéma résume plusieurs possibilités de mécanisme d'émission pour un pulsar. Tous ne sont pas nécessairement à l'oeuvre dans un même objet. Le rayonnement des calottes polaires (orange) peut provenir de phénomènes de claquage, où de la chute de particules arrachées à un compagnon (flèches vertes). Les émissions synchrotron (flèches bleues) sont engendrées par des électrons fortement accélérés et canalisés le long des lignes de champ magnétique ouvertes (zone jaune).
Les pulsars binaires
Lorsque les étoiles à neutrons ne sont plus isolées dans l'espace comme on l'a supposé jusqu'ici, et qu'elles possèdent un compagnon proche, de nouveaux mécanismes peuvent intervenir.

Dans les couples stellaires, chacune des étoile évolue d'autant plus rapidement qu'elle était plus massive au départ. Les systèmes binaires comportant une étoile à neutrons pourraient donc naître, après que l'étoile la plus massive ait explosé en supernova. Le compagnon attendant encore quelque temps, avant de gonfler en géante rouge. Si, quand cette deuxième étoile a ainsi dilaté son enveloppe, cette dernière entre sous la coupe gravitationnelle de l'étoile à neutrons. Le gaz du compagnon se trouve littéralement aspiré. Chauffé à haute température et donc ionisé (c'est-à-dire chargé électriquement), ce gaz sera canalisé par le champ magnétique de l'étoile à neutrons et viendra s'abattre à la surface de celles-ci, justement au niveau des calottes polaires. On se retrouve alors, bien que le mécanisme soit différent, dans une situation analogue à celle qui vient d'être dite d'échauffement des pôles. Le rayonnement qui sera émis le sera préférentiellement dans le domaine X et justifie que l'on rende synonymes les appellations de pulsar binaire et de pulsar X.

Il est plus que probable, cependant, que la matière arrachée au compagnon ne tombe pas directement sur l'étoile. On peut en effet s'attendre à ce qu'il transite d'abord par un disque d'accrétion se formant (du fait de la force centrifuge) autour de l'étoile à neutron. Chauffé également à très haute température, notamment au point d'impact du gaz venant de la géante, ce disque rayonnera lui aussi dans le domaine X du spectre. Des instabilités sur ce disque pouvant de plus donner lieu à des sursauts d'éclat erratiques. L'astre est alors appelé un sursauteur X. On n'a plus du tout affaire dans ce cas à un pulsar :


[Les étoiles doubles]
[Les géantes rouges]

Au fil du temps

L'évolution des pulsars

Les pulsars révèlent l'exceptionnelle régularité de la rotation des étoiles à neutrons. Celle-ci connaît cependant de petites variations. Certaines ne sont que d'infimes fluctuations qui se développent aléatoirement sur plusieurs années et que l'on attribue à des mouvements affectant le superfluide de neutrons. D'autres, appelées glitches, se traduisent par de sporadiques et brusques (mais toujours de très faible amplitude) augmentations de la vitesse de rotation. Elles s'expliqueraient par de ajustement de structure de l'étoile à neutron (peut-être à l'occasion de transitions de phase de son matériau interne), comparables à nos tremblements de Terre. Ici, cependant les séismes seraient d'une intensité gigantesque (correspondant à quelque chose comme des magnitudes de 25 et plus sur l'échelle de Richter...).

Le ralentissement inéluctable
Toujours est-il, qu'après quelques mois, la vitesse de rotation diminue, et repasse toujours quelques mois après un glitch par sa valeur antérieure, puis continue, en fait, de diminuer inéluctablement. C'est ce ralentissement qui, d'une part, permet de donner son âge à un pulsar. Les vieux pulsars tournent normalement plus lentement que les jeunes... C'est aussi grâce à cette diminution de vitesse que les astronomes ont pu comprendre l'importance du champ magnétique des étoiles à neutrons. C'est en effet le champ magnétique de l'astre qui, en tournant, dissipe lentement un part de son énergie sous la forme d'un rayonnement électromagnétique de très basse fréquence (une oscillation par tour). Une perte qui est donc à l'origine du ralentissement. 99% de l'énergie de rotation pourraient ainsi être emportée par ce mécanisme d'émission très difficile à déceler directement, alors que, dans le même temps, le faisceau optique, X ou gamma du pulsar n'emporterait avec lui que 1% restant de l'énergie perdue. Quand, après une dizaine de millions d'années, l'effet le ralentissement est tel que l'effet de dynamo est très atténué, l'étoile à neutrons ne peut plus émettre son faisceau directionnel. Le pulsar disparaît.

[Les géantes rouges]
Un autre mécanisme - totalement différent - de dissipation d'énergie doit encore être évoqué pour les pulsars binaires. Il correspond à un dissipation sous forme d'ondes gravitationnelles. Des entités dont l'existence est prévue par la théorie de la relativité générale (autrement dit la théorie de la gravitation d'Einstein) qui se traduit, cette fois, par un resserrement du rayon de l'orbite du couple. Cette variation induit un changement de période de révolution. Mesuré pour la première fois sur le pulsar binaire PSR 1913+16 (Aigle), ce phénomène a pu être interprété par J. Taylor et R. Hulse (auxquels cela vaudra un prix Nobel!).
[La gravitation]
Une autre conséquence pour le couple d'étoiles est que lorsque les pulsars binaires ont (après très longtemps) perdu d'énergie par ce mécanisme, ils doivent finir par se rencontrer et entrer en collision. Cette possibilité a été évoquée pour expliquer l'origine des sursauts gamma, mais elle intéresse en premier lieu  les grands programmes actuels de détection d'ondes gravitationnelles (Virgo, Ligo). Surtout, depuis la découverte en 2003, à l'aide du radiotélescope de Parkes, d'un pulsar binaire, appelé PSR J0737-3039, qui a conduit à réviser à la hausse la fréquence estimée des fusions de couples d'étoiles à neutrons. Il se pourrait estime-t-on  désormais, qu'un tel événement se produise une ou deux fois par an dans notre Galaxie, soit dix fois plus souvent que ce que l'on pensait auparavant. 

(Une première détection d'ondes gravitationnelles par les équipes de l''interféromètre Ligo a eu lieu le 14 septembre 2015,  et a été annoncée en février 2016. L'émission de ces ondes a été interprétée comme le résultat de la fusion de deux trous noirs d'une trentaine de masses solaires chacun à une distance de 1,3 milliard d'années-lumière. On peut désormais penser qu'une fusion cette fois d'étoiles à neutrons pourra être détectée à l'avenir).


 
 
 
 
 
 
 
 

La seconde vie des pulsars millisecondes

Le premier pulsar d'une période de l'ordre de la milliseconde a été découvert en 1982. Plusieurs dizaines sont connus aujourd'hui. Ces astres revêtent des caractéristiques apparemment contradictoires avec ce qui vient d'être dit sur l'évolution des pulsars. En effet, grande vitesse de rotation est, pour les pulsars ordinaires, synonyme de jeunesse. Or, lorsque l'on mesure le ralentissement des pulsars millisecondes, il apparaît très faible. Ce qui signifie qu'ils sont le siège d'un champ magnétique atténué (~10 000 teslas). Une caractéristique que l'on attend seulement des pulsars âgés de plusieurs milliards d'années.

Pour rendre compte de cette situation, les astronomes peu disposés à renoncer leurs acquits théoriques, ont imaginé que les pulsars millisecondes sont effectivement de très vieux pulsars, mais qu'ils ont été rendus à leur prime jeunesse par un apport d'énergie extérieure qui leur a permis de réaccélerer. C'est la théorie du recyclage.

La plupart des pulsars rapides connus appartiennent à des systèmes binaires serrés. On peut en invoquant le rôle de l'accrétion de matière en provenance du compagnon comprendre que celle-ci apporte en même temps de l'énergie (en parallèle avec du moment cinétique de rotation) susceptible d'accélérer l'étoile à neutrons. Le phénomène de dynamo reprend alors de la vigueur et l'étoile à neutrons est de nouveau en mesure de produire ses faisceaux radio qui la rendent détectable sous forme de pulsar.

Un problème surgit si l'on pense que l'explosion de la supernova a brisé le couple. On ne devrait pas avoir d'étoile à neutrons associée à une étoile plus jeune. Deux solutions. L'une est qu'il n'y a pas eu d'explosion. L'étoile à neutron se serait plutôt formée par l'implosion d'une naine blanche. L'autre consiste à dire que l'étoile à neutrons s'est mise en ménage avec une autre étoile après la supernova. Un tel phénomène est improbable pour la plupart des étoiles du disque galactique. Les distances étant très grandes. Mais il devient possible dans les amas globulaires où les étoiles sont entassées dans un volume restreint. Il se trouve que les deux tiers des pulsars millisecondes connus se nichent bien dans les amas globulaires (certains d'entre eux, comme 47 Tucanae (Toucan) sont de véritables pépinières de pulsars millisecondes). Cette hypothèse semble tenir la route, au moins pour ceux-là... [Les amas globulaires]
Reste la situation des pulsars rapides isolés. On invoque encore ici le rôle d'une étoile accélératrice. Mais il faut de surcroît trouver le moyen de la faire disparaître après qu'elle ait accompli son oeuvre. Une explication pourrait être que l'intense rayonnement de l'étoile à neutrons finisse par souffler complètement l'enveloppe de sa compagne. Celle-ci pourrait ainsi s'évaporer en quelques millions d'années et laisser un pulsar solitaire, mais en pleine forme.

Existe-t-il des étoiles étranges?

L'idée d'une matière composée principalement de quarks s (aussi appelés quarks étranges...) remonte à 1977, quand Robert Jaffe, du MIT, montre que des particules contenant plus de 3 quarks pourraient être stables. En 1984, Edward Witten, de Princeton, a même suggéré que la matière sombre qui rassemble l'essentiel de la masse de l'univers, pourrait être constituée de "poussières" ou de "gravillons" ultra lourds et pratiquement indétectables, faits de telles particules. Si un cet état de la matière effectivement, il est possible qu'on le rencontre déjà dans les régions les plus profondes de certaines étoiles à neutrons, là où la température pourrait dépasser les 1011 K. Mais dans une étoile à quarks ou étoile étrange, c'est pratiquement tout l'astre qui serait ainsi constitué. Sa densité atteindrait un milliard de tonnes par centimètre cube. Un tel objet reproduirait alors en son sein les conditions régnant dans l'univers quelques fractions de seconde après le big bang.
Selon une étude publiée début 1998 par Vladimir Usov, de l'Institut Weizmann, à Rehovot, trois critères permettraient de distinguer un tel astre d'une étoile à neutrons. Ils correspondent à une exacerbation de phénomènes décrits dans le modèle de Ruderman et Sutherland :
  • Rayonnement X - L'énergie d'une étoile étrange doit être, dans le domaine X, dix à cent fois plus importante que celle émise typiquement par une étoile à neutrons.
  • Pulses ultra-courts - Lesdits rayonnements X sont émis par bouffées d'une durée de l'ordre d'une milliseconde.
  • Antimatière - Une étoile étrange, contient aussi une petite portion d'électrons qu'elle éjecte avec force. Cela crée un champ électrique intense autour de l'étoile, et qui est à l'origine de créations de paires électrons-positrons. Ceux-ci s'annihilant aussitôt, émettent un rayonnement gamma de fréquence bien déterminée.
A l'heure actuelle, un seul candidat semble répondre à ces trois critères : il s'agit d'une source de rayonnement située à 300 années-lumière du centre galactique (Sagittaire), étiquetée 1E1740.7-2942, et connue aussi sous le nom de Grand annihilateur. Mais cet objet, dont on fait parfois une étoile à neutrons, pourrait tout aussi bien être un trou noir...

La chasse aux pulsars


Collection
Il pourrait exister plusieurs millions d'étoiles à neutrons dans notre Galaxie. Du fait de leur petite taille, et malgré leur température élevée, elles sont en principe très peu lumineuses et donc difficiles à repérer. A ce jour, une poignée seulement ont été identifiées directement, grâce à leur émission X et, dans un seul cas, dans le visible, grâce au télescope spatial Hubble, en 1997, dans la Couronne Australe. [La Voie lactée]
En général, les étoiles à neutrons sont repérées soit parce qu'elles appartiennent à un système binaire, et du fait, dans ce cas, de leurs interactions avec leur compagnon (on aura alors probablement affaire à des sursauts X), soit parce qu'elles se manifestent sous forme de pulsars. Certaines étoiles à neutrons qui se sont d'abord signalées comme pulsars radio sont relativement faciles à observer ensuite dans le visible, comme celle, par exemple, qui est au coeur de la nébuleuse du Crabe (Taureau), et qui émet au total une énergie vingt mille fois plus grande que celle du Soleil. D'autres, en revanche, ont tarabusté les astronomes pendant de nombreuses années avant que l'on découvre la contrepartie optique du pulsar. C'est en particulier le cas de la déroutante Geminga (Gémeaux).

Les premiers pulsars ont été découverts en 1967. Aujourd'hui, un petit millier de ces objets sont dénombrés dans la Voie Lactée. Ceux que l'on rencontre très près du plan galactique sont isolés et vieux de dix millions d'années. Les pulsars binaires, se révèlent en général plus anciens et sont beaucoup plus dispersés de part et d'autre du disque galactique. Ajoutons, que depuis 1993, on connaît aussi de pulsars dans le Grand Nuage de Magellan (Dorade).

Le tableau ci-dessous propose un choix parmi les pulsars les mieux étudiés :

Type Étiquette Constel. Période (ms) Remarques
Pulsars ordinaires PSR 1919+21 Petit Renard 1334 Premier pulsar découvert en 1967, par Jocelyn Bell.
PSR 0531+21 Taureau 33 Pulsar du Crabe (source X Tau X-1, radiosource Taurus A).
PSR 0833-45 Voiles 90 Pulsar de Vela, Radiosource et source X Vela X. Âge : environ 12 000 ans
1E0630+178 Gémeaux 237 Geminga - Découverte en 1972, cette source gamma est le pulsar le plus proche de nous. Âge environ 350 000 ans.
PSR 1845-19 Sagittaire 4308 -
Pulsars binaires V 779 Cen Centaure 4840 Source X Centaurus X-3. Ce pulsar appartient à un système binaire à éclipses (période : 2,087 jours - l'objet s'éteint pendant 12 heures). 10 000 fois plus lumineux que le Soleil.
HZ Her Hercule 1240 Source X Hercule X-1- pulsar binaire à éclipses, occultations de 6 h tous les 1,7 jours.
PSR 1913+16 Aigle 59 pulsar binaire 
(révolution orbitale en 7 h 45 mn). L'effet relativiste fait avancer le périastre de 4,22° par ans (contre seulement 43" par siècle pour Mercure).
PSR 1534+12 Serpent nc Autre pulsar binaire mettent en évidence l'existence d'ondes gravitationnelles.
Pulsars millisecondes PSR 1937+21 Petit Renard 1,557 Pulsar rapide (640 rotations par seconde)
PSR 1953+29 Cygne nc Appartient à un système binaire
PSR 1821-24 Sagittaire 3,05 Appartient à l'amas globulaire M28
PSR 1957+20 Flèche 1,6 Pulsar binaire : période de révolution orbitale de 9,17 heures, présentant des éclipses de 45 mn. l'occultation proviendrait non du compagnon mais d'un nuage de gaz ionisé entourant celui-ci et soufflé par le rayonnement de l'étoile à neutrons.
PSR 1257+12 Vierge 1,7 Pulsar rapide : peut-être deux (ou trois?) planètes de masse équivalente à celles de la Terre - périodes 67 et 98 jours.
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