Pulsar

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Der Titel dieses Artikels ist mehrdeutig. Zur französischen Band siehe Pulsar (Band).
Gammastrahlenzyklus des Vela-Pulsars (animiert).
Schematische Darstellung eines Pulsars. Die Kugel in der Mitte stellt einen Neutronenstern dar, die Kurven die magnetischen Feldlinien und die seitlich abstehenden Lichtkegel die Richtung der ausgehenden Strahlung.

Ein Pulsar (Kunstwort aus engl. pulsating source of radio emission „pulsierende Radioquelle“) ist ein schnell rotierender Neutronenstern. Die Symmetrieachse seines Magnetfelds weicht von der Rotationsachse ab, weshalb er Synchrotronstrahlung entlang der Dipolachse aussendet. Liegt die Erde im Strahlungsfeld, empfängt man wie von einem Leuchtturm regelmäßig wiederkehrende Signale. Pulsare strahlen hauptsächlich im Radiofrequenzbereich, manchmal bis in den oder nur im Röntgenbereich. Von den mehr als 1700 bekannten Quellen ließen sich nur bei einigen wenigen auch im sichtbaren Bereich Intensitätsschwankungen beobachten. Die Rotationsdauer eines Pulsars ohne Begleiter liegt zwischen 0,01 und 8 Sekunden. Die Rotationsdauer erhöht sich pro Sekunde um etwa 10−15 s (d.h. er wird im Laufe der Zeit langsamer) und begrenzt die Lebensdauer auf etwa zehn Millionen Jahre.

Daneben gibt es sogenannte Millisekunden-Pulsare (etwa fünf Prozent der Pulsare) mit Umlaufzeiten von einer bis zehn Millisekunden und höherer Lebensdauer.

Bezeichnung[Bearbeiten]

Pulsare tragen die Abkürzung PSR (Pulsating Source of radio emission) und eine Koordinatenangabe. Die Buchstaben B und J unterscheiden zwischen dem B1950.0- und dem J2000.0-Koordinatensystem. So befindet sich der Pulsar PSR B1919+21 am Himmel ungefähr bei der Rektaszension 19h19 und der Deklination von +21°.

Geschichte[Bearbeiten]

Aus Aufnahmen in den Bereichen des sichtbaren Lichts (rot) und der Röntgenstrahlen (blau) zusammengefügte Aufnahme des Pulsars im Krebsnebel (M 1). Es zeigt Nebelgase in der Umgebung, die durch das Magnetfeld des rotierenden Pulsars mitgenommen, und damit „umgerührt“ und zur Strahlung angeregt werden.

Jocelyn Bell und ihr Doktorvater Antony Hewish entdeckten den ersten Pulsar bei der Suche nach Radioquellen am 28. November 1967. Für diese Untersuchung wurden in einem breiten Feld sämtliche Quellen erfasst, die binnen kurzer Zeit starke Schwankungen in ihrer Strahlungsintensität aufwiesen. Die Signale des später als PSR B1919+21 bezeichneten Pulsars zeichneten sich durch ungewöhnliche Regelmäßigkeit der abgestrahlten Wellen aus, so dass Bell und Hewish sie zunächst für ein künstliches Signal – eventuell einer extraterrestrischen Zivilisation – hielten (Little Green Man 1).[1] Antony Hewish wurde 1974 für die Entdeckung der Pulsare mit dem Nobelpreis für Physik ausgezeichnet.

Der erste Physiker, der gleich nach ihrer Entdeckung hinter Pulsaren rotierende Neutronensterne vermutete, war Thomas Gold 1968/69. Eine Fachkonferenz lehnte jedoch zunächst seinen entsprechenden Vortrag als zu absurd ab und erachtete dies noch nicht einmal als diskussionswürdig.[2] Später wurde seine Meinung aber bestätigt.

Russell Hulse und Joseph H. Taylor Jr. entdeckten 1974 den Pulsar PSR 1913+16, ein System aus zwei einander in weniger als acht Stunden umkreisenden Pulsaren. Ihre Bahnperiode verkürzt sich ständig in einer Weise, die nur durch die Abstrahlung von Gravitationswellen gemäß der allgemeinen Relativitätstheorie erklärt werden kann.[3] Hulse und Taylor erhielten dafür 1993 ebenfalls den Nobelpreis für Physik. Bis zum Mai 2006 waren ungefähr 1700 Pulsare bekannt, darunter auch ein Doppelpulsarsystem (das 2003 entdeckte System PSR J0737-3039).

Mit einem Alter von etwa 900 Jahren ist PSR B0531+21 im Krebsnebel der jüngste bekannte Pulsar.

Ein in der Entstehung besonderer Pulsar ist der sich auf einer stark elliptischen Umlaufbahn um einen sonnengroßen Stern bewegende PSR J1903+0327, welcher mit 465 Umdrehungen pro Sekunde rotiert.

1982 wurde der erste Millisekundenpulsar mit der Bezeichnung PSR 1937+21 entdeckt. Die Stabilität seiner Rotationsdauer von 1,5578 ms beträgt mindestens 3·10−16 und übertrifft die Ganggenauigkeit von Atomuhren.[4] Diese Genauigkeit kann für eine präzise Ortsbestimmung der Erde verwendet werden, um dadurch einen weiteren Nachweis für Gravitationswellen zu erbringen.[3]

Entstehung eines Pulsars[Bearbeiten]

Der Vela Pulsar, ein Neutronenstern, der nach einer Supernova-Explosion übriggeblieben ist, fliegt auf einem seiner Jets heißen Plasmas durch den Weltraum. Foto: NASA.

Nach einer Supernova eines massereichen Sterns bleibt in einem heißen, ionisierten Gasnebel ein Neutronenstern zurück. Der Neutronenstern besteht aus einem Teil der Materie des ursprünglichen Sterns (1,44 bis 3 Sonnenmassen) auf kleinstem Raum (Durchmesser um 20 Kilometer). Darüber hinaus behält der gesamte Supernova-Überrest aus Neutronenstern und Gasnebel seinen Drehimpuls bei, und das Magnetfeld des ursprünglichen Sterns wird im Neutronenstern komprimiert. Des Weiteren gibt es elektrische Potentialdifferenzen in der Größenordnung von 1011 Volt.

Ein Pulsar bezieht seine Strahlungsenergie

Durch die Erhaltung des Drehimpulses und die starke Verkleinerung der räumlichen Ausdehnung beschleunigt sich die Rotation des Neutronensterns so sehr, dass die Rotationsdauer statt mehrerer Tage nur noch Sekunden oder Sekundenbruchteile beträgt. Die Folge ist ein sehr kompakter Himmelskörper mit einem starken Magnetfeld (typische Flussdichten von 108 Tesla), das sich innerhalb des ionisierten Gasnebels schnell dreht.

Aufbau eines Pulsars und Entstehung der gepulsten Strahlung[Bearbeiten]

Pulsare besitzen wie alle Neutronensterne eine Dichte im Bereich der Atomkerne, entspricht rund 1012 kg/cm³ und sind suprafluid sowie supraleitend.

Die Magnetfeldrichtung des Neutronensterns schließt mit der Drehachse einen bestimmten Winkel ein. Wenn die Magnetfeldrichtung von der Drehachse abweicht, bewegen sich die Magnetfeldlinien schnell durch den ionisierten Gasnebel und verursachen dabei das Abstrahlen elektromagnetischer Wellen in Richtung des Magnetfelds. Infolge der Rotation streichen die Magnetfeldlinien und mit ihnen die elektromagnetischen Wellen wie das Licht eines Leuchtturms über die Umgebung. Liegt die Erde oder das Sonnensystem innerhalb des Doppelkegels, der von der Richtung der elektromagnetischen Strahlung überstrichen wird, kann die gepulste Strahlung gemessen werden.

Ein Pulsar strahlt die elektromagnetischen Wellen über einen weiten Wellenbereich ab, die vorwiegenden Anteile können im Frequenzbereich von Radiowellen (Radiopulsar), sichtbarem Licht oder gar im Bereich der Röntgenstrahlung (Röntgenpulsar) liegen. Jüngere Pulsare neigen eher dazu, höherenergetische Strahlung abzugeben.

Abschätzungen[Bearbeiten]

Unter vereinfachten Annahmen lassen sich die Rotationsgeschwindigkeit und Rotationsenergie eines Pulsars abschätzen. Der Ausgangskörper sei sonnenähnlich und habe eine konstante Dichte, genauso wie der kontrahierte Neutronenstern.

Ausgangsgrößen:

  • Sonnenradius: 7 × 108 m
  • Sonnenmasse: 2 × 1030 kg
  • Rotationsdauer: 25,4 Tage; Winkelgeschwindigkeit: 3 × 10−6 s−1

Endgrößen:

  • Radius des Neutronensterns: 1,6 × 104 m
  • Masse: unverändert 2 × 1030kg

Das Trägheitsmoment Θ (Θ=2/5 · M · R²) verringert sich quadratisch, wenn der Radius R sich verkleinert, bei konstanter Masse M. Da der Drehimpuls L (L = Θ · ω) erhalten bleibt, muss sich die Umdrehungsgeschwindigkeit ω um das Verhältnis der Trägheitsmomente von Sonne und Neutronenstern vergrößern. Um den gleichen Faktor erhöht sich die Rotationsenergie E (Erot=1/2 · ω · L).

Eingesetzt, ergeben sich folgende Werte:

  • Verhältnis der Trägheitsmomente von Sonne und Neutronenstern: 2 × 109
  • Rotationsenergie der Sonne: 1,5 × 1036 J
  • Rotationsenergie des Neutronensterns: 3 × 1045 J
  • Rotationsdauer: 0,001 s = 1 ms

In der einfachen Abschätzung würde die Umlaufgeschwindigkeit am Äquator der Oberfläche ein Mehrfaches der Lichtgeschwindigkeit betragen. Da dies unmöglich ist, kann ein Stern nur kontrahieren, wenn er Masse abstößt und seinen Drehimpuls verringert. Die Rotationsenergie liegt im Bereich um 1040 J.

Millisekundenpulsare[Bearbeiten]

Pulsare mit einer Rotationsdauer unterhalb von circa 20 Millisekunden werden Millisekundenpulsare genannt. Der Rekordhalter ist PSR J1748-2446ad im Kugelsternhaufen Terzan 5 mit einer Rotationsfrequenz von 716 Hertz (≈1,4 Millisekunden pro Rotation). Die Millisekundenpulsare unterscheiden sich neben der schnelleren Rotation von normalen Pulsaren auch durch ihr schwaches Magnetfeld von bis zu 108 G, ihre langsame Rotationsabnahme, ihr hohes charakteristisches Alter sowie ihr bevorzugtes Vorkommen in Doppelsternsystemen von 75 % im Vergleich zu anderen Pulsaren mit weniger als 1 %. Die maximale Rotationsfrequenz für Neutronensterne sollte bei circa 1500 Hertz liegen, da bei höheren Rotationsgeschwindigkeiten eine starke Abstrahlung von Gravitationswellen einsetzt.

Für die Entstehung von Millisekundenpulsare sind zwei Szenarien bekannt:[5][6]

  • Beim Recycling alter Pulsare in Doppelsternsystemen wird über die Akkretion von Materie, die vom Begleiter auf den Neutronenstern fließt, Drehimpuls auf den erloschenden Pulsar übertragen und damit die schnelle Rotation erreicht. Als unmittelbare Vorgänger der Millisekundenpulsare gelten die Röntgendoppelsterne geringer und mittlerer Masse. Da die Rotationsachse des Pulsars aufgrund der Akkretion senkrecht auf der Bahnebene steht trifft die Strahlung den Begleiter und heizt ihn soweit auf, dass der Stern Masse verliert. Diese Millisekundenpulsare werden als Schwarze-Witwen-Pulsare bezeichnet, weil sie langfristig den Begleitstern vollständig auflösen[7].
  • Ein direkter Kanal ist der akkretion-induzierte Kollaps eines ONeMg-Weißen Zwerges. Überschreitet der Weiße Zwerg durch das Aufsammeln von Materie die Chandrasekhar-Grenze von 1,4 Sonnenmassen, so kommt es nicht zu einer Supernova vom Typ Ia, sondern es entsteht direkt ein schnell rotierender Neutronenstern.

Durch intensive Radio-Surveys in Kugelsternhaufen sind in den letzten Jahren eine große Anzahl an Millisekundenpulsaren gefunden worden. Die große Häufigkeit wird mit der hohen Sterndichte in diesen Sternaggregaten in Verbindung gebracht, wobei Neutronensterne sich einen Begleiter einfangen können und von diesem Materie akkretieren. In dieser Phase als Röntgendoppelstern geringer Masse (LMXB) wird die Rotation des Neutronensterns auf die für Millisekundenpulsare typische Werte beschleunigt. Überraschenderweise sind in den Kugelsternhaufen neben einer großer Anzahl an Millisekundenpulsaren auch normale junge Pulsare mit einer Rotationsdauer von einigen Zehntel Sekunden und Magnetfeldern um die 1011 Gauß entdeckt worden. Dies war unerwartet, da in den alten Kugelsternhaufen keine massereichen Sterne mehr existieren, die über eine Supernova zu der Geburt eines normalen Pulsars führen können. Eine Hypothese ist, dass die Kugelsternhaufen diese Pulsare gravitativ eingefangen und gebunden haben. Pulsare verfügen meist über eine hohe Eigenbewegung, die durch asymmetrische Supernovaexplosionen oder durch die Zerstörung eines Doppelsternsystems in der Supernovaphase verursacht sind[8]. Die Idee des Einfangs eines Begleiters und dem nachfolgenden Recycling des Pulsars durch die Akkretion von Materie von dem Begleiter wird durch die teilweise beobachtete hohe Bahnexzentrizität von Pulsaren in Kugelsternhaufen bestätigt. Die Bahnen in engen Doppelsternsystemen sollten nach wenigen 10 Millionen Jahren zirkularisiert sein aufgrund von Gezeiteneffekten und daher müssen diese Pulsare vor kurzer Zeit wiederbelebt worden sein[9].

Im Gegensatz zu den normalen Pulsaren zeigen die Millisekundenpulsare ein sehr geringes Rauschen in den Pulsankunftszeiten, da diese schnell rotierenden Neutronensterne keine Instabilitäten durch eine differentielle Rotation zeigen. Daher sind die Milliskundenpulsare gute Kandidaten um über den Lichtlaufzeiteffekt nach Begleitern zu suchen, die über eine Ortänderung aufgrund der Keplerschen Gesetze zu einer Variation der Pulsankunftszeiten führen. Dadurch sind Neutronensterne, Weiße Zwerge, Braune Zwerge, Exoplaneten und eventuell Asteroidengürtel um Millisekundenpulsare entdeckt worden. Exoplaneten und Asteroidengürtel dürften sich aus den Akkretionsscheiben gebildet haben, welche die Millisekundenpulsare wieder beschleunigt haben[10].

Eigenbewegung[Bearbeiten]

Junge Pulsare zeigen im Mittel eine Eigenbewegung von 400 km/s, wobei Spitzenwerte von bis zu mehr als 1000 km/s erreicht werden. Diese Geschwindigkeiten sind zu hoch, um als ein Ergebnis eines Aufbrechens eines Doppelsterns während einer Supernovaexplosion interpretiert zu werden. Für die hohen Eigenbewegungen sind die folgenden Hypothesen aufgestellt worden, die alle auf eine Asymmetrie in der Supernova zurückgeführt werden[11]:

  • Eine unipolare Asymmetrie im Aufbau des Vorläufersterns der Supernova und des Pulsars. Diese Hypothese wird aber nicht durch aktuelle Sternmodelle unterstützt.
  • Eine asymmetrische Abstrahlung der Neutrinoemission während der Supernova. Bereits eine Abweichung von 1 % kann zu einer Eigenbewegung von 300 km/s führen.
  • Die Gravitationskräfte einer ungleichmäßig ausgestoßenen Hülle können dem frisch geborenen Neutronenstern in den ersten Sekunden seiner Entstehung einen Kick von einigen 100 km/s geben.

Unregelmäßige Pulsprofile[Bearbeiten]

Periodensprünge[Bearbeiten]

Pulsare zeigen neben einer kontinuierlichen Zunahme der Rotationsdauer auch Periodensprünge (engl. glitch), bei denen sich die Rotation des Neutronensterns innerhalb eines sehr kurzen Zeitraums beschleunigt. Anschließend erhöht sich die Rotationsdauer schneller als zuvor, bis der Ursprungswert vor dem Sprung erreicht ist. Die diskontinuierliche Veränderung der Rotationsdauer tritt außer bei Millisekundenpulsaren und jungen Neutronensternen mit einem Alter von weniger als 500 Jahren bei fast allen Pulsaren auf. Die Periodensprünge werden als eine Übertragung von Drehimpuls von dem superflüssigen Inneren des Neutronensterns auf die langsamer rotierende Kruste interpretiert[12]. Dieses Modell kann allerdings nur schwer Anti-Glitches erklären, bei denen sich die Rotationsperiode der Neutronensterne sprunghaft verkürzt[13]. Die Periodensprünge sind auch bei ungewöhnlichen Röntgenpulsaren nachgewiesen. Die Sprungaktivität, die kumulierte Periodenänderung pro Jahr, nimmt kontinuierlich mit dem Alter der Pulsare ab und ist eine Methode, die das Studium des Inneren des Neutronensterns ermöglicht[14].

Nulling[Bearbeiten]

Als Nulling wird das temporäre komplette Verschwinden von Pulsen bei einigen Pulsaren bezeichnet. Innerhalb eines Zeitraums von zwei Pulsen kann der Übergang von einem normalen Puls zu dem Auszustand erfolgen und ebenso schnell kann das Einschalten geschehen. Die meisten von Nulling betroffenen Pulsare nehmen eine Auszeit von 5 Prozent, wobei diese zufällig verteilt erscheinen. Der Rekordhalter dürfte J1502−5653 sein, bei dem in 93 % der Beobachtungszeit kein Puls nachweisbar ist. Die Ursache des Nullings sowie des schnellen Umschaltens zwischen den beiden Zuständen ist Gegenstand wissenschaftlicher Diskussionen[15]. Während einer Aus-Phase nimmt die Verlangsamung der Rotationsdauer des Pulsars ab. Daher dürfte der Emissionsmechanismus wirklich ausgeschaltet und das Nulling daher nicht die Folge einer Abstrahlung in eine andere Raumrichtung sein[16].

Eine extreme Form des Nullings könnten die Rotating radio transients darstellen. Bei diesen Pulsaren sind nur noch einzelne Pulse mit einem Abstand zwischen 10 und 10.000 Sekunden nachweisbar, während die Rotationperioden zwischen 0,4 und 7 Sekunden liegen. Es handelt sich dabei um Pulsare, da einzelne Neutronensterne zwischen den beiden Formen Pulsar und Rotating radio transient hin und herwechseln[17]. Die geringe Entdeckungswahrscheinlichkeit von Rotating Radio Transient lässt vermuten, dass es fünf- bis sechsmal mehr Neutronensterne in der Milchstraße gibt als bisher vermutet. Daher sollten auch die Kernkollapssupernova entsprechend häufiger vorkommen oder alternative Entstehungskanäle existieren[18].

Riesenpulse[Bearbeiten]

Im Bereich der Radiowellen zeigen Pulse eine Variation ihrer Intensität um den Faktor 10. Eine geringe Anzahl von Pulsaren, darunter der Pulsar im Krebsnebel, zeigen Abweichungen in der Intensität einzelner Pulse, die den Faktor 10 um mehrere Größenordnungen überschreiten. Das Phänomen der Riesenpulse scheint nur bei sehr jungen und daher schnell rotierenden Pulsaren aufzutreten. Im Vergleich zur Radiostrahlung bleibt die Intensität der Gamma- und Röntgenstrahlung während der Riesenpulse unverändert. Es wird vermutet, dass die Riesenpulse die gleiche Ursache haben wie das Nulling[19].

Siehe auch[Bearbeiten]

Literatur[Bearbeiten]

  • Werner Becker: Neutron Stars and Pulsars, Astrophysics and Space Science Library, Vol.357, Springer 2009, ISBN 978-3-540-76964-4.
  • Thorsten Dambeck: Die Leuchttürme der Radioastronomen. In: Astronomie heute. Juni 2004, S. 18–23.
  • Andrew G. Lyne u. a.: Pulsare. Barth, Leipzig 1993, ISBN 3-335-00336-5.
  • Cees Bassa: 40 years of pulsars – millisecond pulsars, magnetars and more. American Institut of Physics, Melville 2008, ISBN 978-0-7354-0502-8.

Weblinks[Bearbeiten]

 Wiktionary: Pulsar – Bedeutungserklärungen, Wortherkunft, Synonyme, Übersetzungen
 Commons: Pulsars – Sammlung von Bildern, Videos und Audiodateien

Einzelnachweise[Bearbeiten]

  1. A. Hewish: Pulsars. In: Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 8, 1970, S. 265–296. doi:10.1146/annurev.aa.08.090170.001405.
  2. „Shortly after the discovery of pulsars I wished to present an interpretation of what pulsars were, at this first pulsar conference: namely that they were rotating neutron stars. The chief organiser of this conference said to me, "Tommy, if I allow for that crazy an interpretation, there is no limit to what I would have to allow". I was not allowed five minutes floor time, although I in fact spoke from the floor. A few months later, this same organiser started a paper with the sentence, "It is now generally considered that pulsars are rotating neutron stars.“ Thomas Gold: „New Ideas in Science“, Journal of Scientific Exploration, 1989, Vol. 3, No. 2, 103 - 112.
  3. a b  Georg Wolschin: Pulsare als Gravitationswellen-Detektor. In: Spektrum der Wissenschaft. Nr. 05, 2010, ISSN 0170-2971, S. 16-18.
  4. Mike Davis, David W. Allan, Lloyd Rawley, Dan Stinebring, Joe Taylor: Millisecond Pulsar Rivals Best Atomic Clock Stability. Dezember 1986, abgerufen am 29. Mai 2010 (HTML, englisch, Inhaltsangabe für einen Artikel in einem Konferenzbericht).
  5.  Wei-Min Liu, Wen-Cong Chen: On the progenitors of millisecond pulsars by the recycling evolutionary channel. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2011, arXiv:1106.1567v1.
  6.  Thomas M. Tauris: Five and a half roads to form a millisecond pulsar. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2011, arXiv:1102.0897v1.
  7.  R. H. H. Huang, A. K. H. Kong, J. Takata, C. Y. Hui, L. C. C. Lin, K. S. Cheng: X-ray studies of the Black Widow Pulsar PSR B1957+20. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2012, arXiv:1209.5871.
  8.  Jason Boyles, Duncan R. Lorimer, Phil J. Turk, Robert Mnatsakanov, Ryan S. Lynch, Scott M. Ransom, Paulo C. Freire, Khris Belczynski: Young Radio Pulsars in Galactic Globular Clusters. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2011, arXiv:1108.4402v1.
  9.  Paulo C. C. Freire: The Pulsar Population in Globular Clusters and in the Galaxy. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2012, arXiv:1210.3984.
  10.  R.M Shannon et al.: AN ASTEROID BELT INTERPRETATION FOR THE TIMING VARIATIONS OF THE MILLISECOND PULSAR B1937+21. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2013, arXiv:1301.6429.
  11.  Hans-Thomas Janka: Explosion Mechanisms of Core-Collapse Supernovae. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2012, arXiv:1206.2503v1.
  12.  Cristobal M. Espinoza, Andrew G. Lyne, Ben W. Stappers, Michael Kramer: A study of 315 glitches in the rotation of 102 pulsars. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2011, arXiv:1102.1743.
  13.  R. F. Archibald, V. M. Kaspi, C. -Y. Ng, K. N. Gourgouliatos, D. Tsang, P. Scholz, A. P. Beardmore, N. Gehrels, J. A. Kennea: An Anti-Glitch in a Magnetar. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2013, arXiv:1305.6894v1.
  14.  J.O. Urama, B.C. Joshi, A.E. Chukwude: On the Glitch Evolution of Pulsars. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2013, arXiv:1304.4467v1.
  15.  J. Li, A. Esamdin, R. N. Manchester, M. F. Qian, H. B. Niu: Radiation properties of extreme nulling pulsar J1502−5653. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2012, arXiv:1206.6156.
  16.  Andrew Lyne: Timing noise and the long-term stability of pulsar profiles. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2012, arXiv:1212.2250.
  17.  A. Esamdin, D. Abdurixit, R. N. Manchester, H. B. Niu: PSR B0826-34: Sometimes a RRAT. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2012, arXiv:0608311.
  18.  S. Burke-Spolaor: Rotating Radio Transients and Their Place Among Pulsars. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2012, arXiv:1212.1716.
  19.  Ashok K. Singal and Hari Om Vats: Giant pulse emission from PSR B0950+08. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2012, arXiv:1209.5093.