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脉冲星

脉冲星

脉冲星（英语：Pulsar），是高度磁化的旋转致密星，通常是中子星（neutron star），但也有白矮星（White Dwarf），由于这类星体的密度非常大，并且有短而规则的旋转周期，这就产生了一个非常精确的脉冲间隔，使其磁极发出电磁辐射束，仅当发射光束指向地球时才可以观察到此辐射，并且该辐射是发射的脉冲形式的原因，对于单个脉冲星，这会在脉冲之间产生非常精确的间隔，范围从毫秒到秒。同时脉冲星是超高能宇宙射线源的发生源之一。

脉冲星在基础科学研究领域具有极其重要的学术意义，由于脉冲星的大质量和小半径，其表面引力场非常强，所以不能忽略广义相对论效应的存在，这使得脉冲星成为强引力场研究的天然实验室。由于脉冲星的超强磁场，这为研究磁层粒子加速机制、高能辐射、射电辐射过程提供了一个理想场所；脉冲星强大的磁场运动产生电场，其中的等离子体物理过程也是物理学家研究的重点。脉冲星作为大质量恒星缩后超新星爆发的产物，它对于研究超新星爆发理论、理解脉冲星的形成机制相当重要。

脉冲星是20世纪60年代“射电天文四大发现”之一，1967年发现后迅速成为天文学和物理学的研究热点，其成果多次获得诺贝尔物理学奖。1967年，乔丝琳·贝尔（Jocelyn Bell）和安东尼·休伊什（Antony Hewish）在研究行星际闪烁时，接收到了以稳定时间间隔出现的射电脉冲信号并将其对应天体命名为脉冲星。1974年，安东尼·休伊什因发现脉冲星被授予了1974年的诺贝尔物理学奖。1993年，约瑟夫·泰勒（Joseph Hooton Taylor）和拉塞尔·赫尔斯（Russell Hulse）因发现第一个位于双星系统的脉冲星PSR B1913+16而获得了诺贝尔物理学奖。

形成与关闭

脉冲星是高度磁化的旋转致密星，通常是中子星（neutron star）和白矮星（White Dwarf），是恒星演化到末期引发超新星爆炸之后，可能成为的少数终点之一。恒星在核心的氢、氦、碳等元素于核聚变反应中耗尽，并最终转变成铁元素后，便无法再从聚变反应中获得能量。失去热辐射压力支撑的外围物质受重力牵引会急速向核心坠落，有可能导致外壳的动能转化为热能向外爆发产生超新星爆炸，或者根据恒星质量的不同，恒星内部区域被压缩成白矮星、中子星或黑洞。

质量在1.3倍太阳质量以下的恒星，在离开主星序带后便无剧烈变动地失去足够的质量，坍缩后依靠电子简并压力与引力相抗衡，成为白矮星，而质量中等的恒星（3倍太阳质量）在超新星爆发爆炸后，核心开始塌缩，最终塌缩成致密的中子星，其电子被压入原子核，形成中子，这时候恒星依靠中子的简并压与引力保持平衡，这就是中子星。典型中子星的半径只有几千米到十几千米，质量却在1-2倍太阳质量之间，因此其密度可以达到每立方厘米上亿吨。由于恒星在坍缩的时候角动量守恒，坍缩成半径很小的中子星后自转速度往往非常快。恒星磁场的磁轴与自转轴通常不平行，有的夹角甚至达到90度，而电磁波只能从磁极的位置发射出来，形成圆锥形的辐射区。

中子星有极强的磁场，并且不向宇宙空间发出电磁脉冲信号。快速旋转的中子星射电脉冲的周期性非常有规律，这样的中子星又被叫做脉冲星。脉冲星是一种高度磁化的旋转致密星（通常是中子星，但也有白矮星），由于这类星体的密度非常大，并且有短而规则的旋转周期，这就产生了一个非常精确的脉冲间隔，使其磁极发出电磁辐射束，仅当发射光束指向地球时才可以观察到此辐射。随着电磁功率的发射，脉冲星的旋转会随着时间的推移而减慢。当脉冲星的自旋周期充分减慢时，射电脉冲星机制被认为会关闭（所谓的“死亡线”），这种关闭发生在大约10万到100亿年后，这意味着在宇宙13亿年年龄出生的所有中子星中，大约6%不再脉动。

研究历史

中子星的提出和相关猜想

1934年，沃尔特·巴德（W. Baade）和弗里茨·兹威基（F. Zwicky）在研究超新星现象的论文中首次明确提出了中子星（neutron star）这个名词，并正确地指出超新星现象应起源于大质量恒星向中子星转化的过程，该过程中释放出来的巨大引力势能正是超新星爆发的能量来源。

1939年，美国物理学家罗伯特·奥本海默（J. R. Oppenheimer）和沃尔科夫（Volkoff）提出了系统的中子星理论，在广义相对论框架下，基于理想中子气简并压和引力的平衡建立了第一个定量的中子星模型（TOV 方程），得到了中子星内部的物质分布情况以及它的质量和半径大小。

1962年，贾柯尼（F. Pacini）发现第一个宇宙X射线源Scorpius X-1，他指出如果中子星具有很强的磁场并能够快速旋转的话，那么它们就可能发出低频的电磁波辐射，从而造成某种观测效应。

脉冲星的发现和观测

1965年，安东尼·休伊什（Antony Hewish）和塞缪尔·奥科耶（Samuel Okoye）在1054年的超新星SN 1054（SN 1054）爆炸后的残骸"蟹状星云发现了一个异于平常的高电波亮度温度源"。

1967年，安东尼·休伊什（Antony Hewish）和约瑟琳·伯奈尔（Jocelyn Bell）在研究行星际闪烁时，接收到了以稳定时间间隔出现的射电脉冲信号，起初被她的主管和望远镜的开发者安东尼·休伊什认为是无线电干扰，信号总是出现在同一个赤纬和赤经的事实很快排除了来源地球。1967年11月28日，贝尔和安东尼·休伊什使用快速条形图记录仪将信号分解为一系列脉冲，每1.337秒均匀间隔。以前从未观察到这种性质的天体。12月21日，贝尔发现了第二颗脉冲星，打消了人们对这些脉冲星可能是外星智慧生物向地球发射信号的猜测。这种极规律的时变辐射显然不是来源于当时已知的任何天体，通过分析信号的色散与周期性，确定它来自于约65秒差距之外的新类型天体，并将其命名为脉冲星。贾柯尼（F. Pacini）指出，如果中子星具有很强的磁场并能够快速旋转的话，那么它们就可能发出低频的电磁波辐射，从而造成某种观测效应。

1967年阿拉斯加州弹道导弹预警中心的雷达控制人员也观察到了一些脉冲信号源并确认他们来自天体，这一发现早于剑桥大学的研究人员，但由于军事保密要求，直到21世纪解密之时才被世人所知。

同年，弗兰科·帕西尼（Franco Pacini）提出了一个旋转的具有磁场的中子星会发出辐射，甚至指出这种能量可以被泵送到中子星周围的超新星遗迹中，例如蟹状星云。在发现第一个脉冲星后，戈尔德（Thomas Gold）独立提出了一个类似于帕西尼（Pacini）的旋转中子星模型，并明确指出该模型可以解释贝尔·伯奈尔（Bell Burnell）和安东尼·休伊什（Hewish）观测到的脉冲辐射。

1968年，Richard V. E. Lovelace与合作者一起使用阿雷西博天文台发现了蟹状星云脉冲星，蟹状星云脉冲星的发现为脉冲星的旋转中子星模型提供了证实，但蟹状星云脉冲星的33毫秒脉冲周期太短，无法与其他建议的脉冲星发射模型保持一致。此外，如此命名是因为它位于蟹状星云的中心，与1933年对巴德(Baade)和弗里茨·兹威基(Zwicky)的预测一致。

1974年，发明了革命性射电望远镜的安东尼·休伊什（Antony Hewish）和马丁·赖尔（Martin Ryle）成为第一批获得诺贝尔物理学奖的天文学家，瑞典皇家科学院指出休伊什在“发现脉冲星方面发挥了决定性作用”。相当大的争议在于休伊什被授予奖项，而贝尔没有。

脉冲双星系统的相关发现

1974年，J.H.泰勒（Joseph Hooton Taylor）和拉塞尔·赫尔斯（Russell Hulse）共同发现史上第一个位于双星系统的脉冲星PSR B1913+16，并通过对其深入研究首次发现引力波存在的间接定量证据，这是对阿尔伯特·爱因斯坦广义相对论的一项重要验证。这颗脉冲星绕轨道运行的另一个中子星只有八小时的运行时间。爱因斯坦的广义相对论理论预测，该系统会发出强大的引力辐射，使轨道在失去轨道能量时不断收缩。对脉冲星的观测很快证实了这一预测，为引力波的存在提供了第一个证据，截至2010年，对该脉冲星的观测仍与广义相对论保持一致。

1975年，J. Grindlay和J. Heise更是从中子星X射线源中发现了两次短暂的X射线爆发(流量增加10左右) ，这些发现使人们对中子星双星系统产生了浓厚的兴趣。

1982年，D. Backer等人发现了第一颗毫秒脉冲星PSR B1937+21，每秒钟可转 642 次，被认为正是在双星系统中吸积加速的结果，观测结果显示，它的磁场比普通的脉冲星弱得多，毫秒脉冲星（MSP）被认为是X射线双星的最终产物。由于它们非常快速和稳定的旋转，MSP可以被天文学家用作时钟，与地球上最好的原子钟的稳定性相媲美。影响脉冲到达地球的时间超过几百纳秒的因素可以很容易地检测到，并用于进行精确测量。通过脉冲星计时可获得的物理参数包括脉冲星的三维位置、其自行、沿着传播路径星际介质的电子含量、任何双星伴星的轨道参数、脉冲星旋转周期及其随时间的演变。正在开发一种基于脉冲星的时间标准，其精度足以首次直接探测引力波。

1992年，亚历山大·沃尔兹森（Aleksander Wolszczan）在精确测量脉冲星PSR B1937+21 1257+12的脉冲信号时，找到了不属于脉冲星的其他信号，进而发现了它周围的两颗系外行星，并被证实。

1993年，泰勒和赫尔斯因发现第一个位于双星系统的脉冲星PSR B1913+16而获得了诺贝尔物理学奖。

其他脉冲星的发现和观测

2006年6月，天文学家约翰·米德尔迪奇（John Middleditch）和他在洛斯阿拉莫斯国家实验室的团队宣布，他们利用罗西X射线（Rossi X-ray Timing Explorer）定时探测器的观测数据首次预测了脉冲星闪烁，其中使用了对脉冲星PSR J0537-6910的观测数据。

2016年，天蝎座AR被确定为第一颗其中致密物体是白矮星而不是中子星的脉冲星，因为它的惯性矩远高于中子星，这个系统中的白矮星每1.97分钟旋转一次，比中子星型的脉冲星慢得多，该系统显示出从紫外线到无线电波长的强烈脉动，由强磁化白矮星的自旋提供动力。

2021年5月7日，基于中国天眼FAST望远镜的观测，中国科研人员首次找到了脉冲星三维速度与自转轴共线的证据，标志着天文学家开始利用该望远镜深度研究脉冲星。同月20日，中国国家天文台研究团队利用中国天眼FAST望远镜在观测中取得的重要进展，正式发布了201颗新脉冲星的发现。

2021年12月，自2017年10月10日首次对外宣布发现脉冲星以来，被誉为中国天眼FAST的500米口径球面射电望远镜已发现500余颗新脉冲星。

2023年，500米口径球面射电望远镜总工程师姜鹏表示，FAST发现的脉冲星总数已超740颗。先导阵列方面的建设计划也已在筹备中。

2023年6月21日，《自然》在线发表中国科学院国家天文台科研团队的一项重要成果。该团队利用中国天眼FAST发现了一个名为PSR J1953+1844（M71E）的双星，其轨道周期仅为53分钟，是发现轨道周期最短的脉冲星双星系统，该发现填补了蜘蛛类脉冲星系统演化模型中缺失的一环。

截至2024年4月17日，被誉为“500米口径球面射电望远镜”的500米口径球面射电望远镜（FAST）发现的新脉冲星数量突破900颗，是国际上同时期其他望远镜发现脉冲星总数的3倍以上。新发现的900余颗新脉冲星中，大多数是世界其他望远镜难以发现的暗弱脉冲星，其中包括120余颗双星脉冲星、170余颗毫秒脉冲星、80颗暗弱的偶发脉冲星。

命名规则

对于脉冲星的命名，在历史上有不同的方法。以现在的惯例，“PSR B1937+21”为前缀，后接它的赤经和赤纬坐标，如PSR J0534+2200。考虑观测历史，还有其他的命名方法，如星表、望远镜名称加赤经和赤纬坐标，星座里面的第几个亮源，具体的例子：4U1608-52(4U是源表)，又如半人马座 X-3 等(Cen是人马座的缩写)。高能脉冲星已经发现超过300颗，例如年轻而有活力的蟹状星云脉冲星(Crab)、近距离却相对年老的Vela 脉冲星和Geminga 脉冲星。

现代惯例在旧数字前面加上B（例如 PSR B1919+21），B表示坐标是1950.0纪元的坐标。所有新的脉冲星都有一个J表示2000.0坐标，并且也有包括分钟在内的赤纬（例如PSR J1921 + 2153）。在1993年之前发现的脉冲星倾向于保留它们的B名称，而不是使用它们的J名称（例如PSR J1921+2153通常被称为PSR B1919+21）。最近发现的脉冲星只有一个J名称（例如PSR J0437−4715），所有脉冲星都有一个J名称，可以提供其在天空中位置的更精确坐标。

脉冲星的属性与特征

质量与温度

一般来说，一颗典型的脉冲星质量介于太阳质量的1.35到2.1倍()，像Crab脉冲星(约103 年)这种温度非常高，观测其表面温度约为几十万度，其内部温度则更高(几亿度)，压强极大，以至于中子通常以超流形式存在。

密度、压力、半径

脉冲星是一种主要由中子物质组成的星体，它是一种具有极端物理条件的天体，其平均密度与原子核密度相当，约为，远远高于我们平常所见的普通物质密度(对比一下，铁的密度仅为7.9 g/cm3 )。一茶匙的脉冲星物质比整个珠穆朗玛峰还要重。在其的巨大引力场中，那茶匙物质的重量为，是月球放在地球表面的15倍，从内壳到中心的压力从增加到。一颗典型的脉冲星半径在10至20公里之间（质量越大半径收缩得越小）。

磁场

脉冲星的典型表面磁场强度约为，比地面实验室中能制造的最大磁场高出7到14个量级。这种强度的场能够使真空极化到真空变成双折射的程度。光子可以合并或分裂成两部分，并产生虚拟粒子-反粒子对，改变电子能级，原子被迫进入薄圆柱体。

旋转速度

脉冲星的旋转速度可以增加，这一过程称为自旋，有时会吸收伴星的轨道物质，增加旋转速度并将中子星重塑为扁球体。这导致其旋转速度在毫秒脉冲星的情况下每秒增加一百次以上，目前已知的旋转最快的脉冲星PSR B1937+21 J1748-2446ad以每秒716转的速度旋转。

脉冲星的类型

根据电磁辐射动力的来源，天文学家目前已知三类不同的脉冲星：旋转动力脉冲星，恒星旋转能量的损失提供了动力，由吸积动力的脉冲星（大多数为X射线脉冲星），其中吸积物质的重力势能是动力（产生从地球可观察到的X射线）。磁星，其中极强磁场的衰减会提供电磁能。尽管所有这三类物体都是中子星，但它们的可观察行为和物理性质却大不相同。

旋转动力脉冲星

旋转动力脉冲星会像汽车发动机一样疯狂地旋转，自1967年发现脉冲星以来，科学家们已经搜索到了超过3000颗脉冲星。其中转得最快的脉冲星，旋转周期是1.37ms，即一秒钟就能够转完约730圈，而这3000多颗脉冲星中，最慢的得23.5秒才能转完一圈。脉冲星的旋转周期中蕴含了其演化的秘密。与汽车的制动类似，脉冲星的旋转也有刹车与加速。脉冲星旋转会损失能量，这导致它的旋转速度越来越慢，这样的“刹车”，最快的能达到十亿年慢一秒，最慢的能达到一千万亿年才慢一秒。相反，如果脉冲星能得到能量的补充，就能越转越快。这样的“加速”，最快的能达到一千年快1秒，而最慢的则是一亿亿年才快1秒，其中，一些加速到毫秒量级周期的年老的脉冲星，很可能是通过吸取伴星的物质来加速。

吸积动力脉冲星

吸积过程可以将足够的角动量传递给中子星，将其“回收”为旋转动力的毫秒脉冲星，当这种物质落在中子星上时，人们认为它会“削弱”中子星的磁场，这使得毫秒脉冲星的磁场比平均脉冲星弱1000-10000倍。这种低磁场在减缓脉冲星旋转方面效果较差，因此毫秒脉冲星的寿命长达数十亿年，使其成为已知最古老的脉冲星，推测依据为：毫秒脉冲星出现在球状星团中，而球状星团在数十亿年前停止形成中子星了。

除了无线电发射外，脉冲星也在电磁波谱的其他部分被识别出来，这包括可见光、近红外、紫外线、X 射线和γ射线。在X射线中观察到的脉冲星如果以吸积为动力，则被称为X射线脉冲星，而在可见光中识别的脉冲星被称为光学脉冲星，其中X射线脉冲星可能是旧的旋转脉冲星，已经失去了大部分能量，只有在它们的双星伴星膨胀并开始将物质转移到中子星上之后，它们才再次可见。

磁星

磁星具有大约特斯拉的磁场，大约是普通中子星的1000倍。这足以在月球轨道的一半距离上擦除地球上的一张信用卡。作为对比，地球的自然磁场是大约特斯拉；一小块钕铁硼的磁场大约是1特斯拉；多数用于数据存储的磁介质可以被10-3特斯拉的磁场擦除，磁星有时会产生X射线脉冲。大约每10年，银河系中就会有某一颗磁星爆发出很强的伽马射线。磁星有比较长的自转周期，一般为5到12秒，因为它们的强磁场会使得自转速度减慢。

磁星的概念最早由科学家们于1992 年提出，磁星是年轻的脉冲星，类似年轻的射电脉冲星，极高的磁场强度可能预示着恒星生前的磁场较强。同时在磁星诞生初期可能存在磁场放大的过程。诞生初期磁星以毫秒周期快速自旋，并在短时间内通过磁制动迅速减慢，其射电辐射强度很快减弱到观测极限之下。科学家们猜测磁星在诞生时获得很大的反冲速度，易于突破双星系统的束缚，也为观测提升了难度。然而超强磁场是巨大的能量库，可以支撑磁星产生独特的辐射现象，其中两个最主要的代表是软伽马射线重复暴(SGRs)和反常X射线脉冲星(AXPs)。不同磁星X射线持续辐射强度差别很大，分布跨越五个数量级(2~10 keV 辐射光度1033~1038erg s-1)。宁静期持续辐射亮的磁星较为稳定，反之则表现为暂现源，暂现源X射线光度的动态范围很大，辐射峰值光度可以提升1~3 个量级。多变的辐射光度与磁星强大且结构复杂的磁场密不可分。扭曲的磁力线逐渐“解开”的过程会持续地向外释放能量，支撑了磁星X射线持续辐射。受到观测灵敏度的限制，已经认证的磁星绝大部分是银河系内的天体，集中分布在银盘上。除此之外，在邻近的大小斐迪南·麦哲伦云中各发现一颗。

脉冲双星系统

1974年，J.H.泰勒（Joseph Hooton Taylor）和拉塞尔·赫尔斯（Russell Hulse）共同发现史上第一个位于双星系统的脉冲星PSR B1913+16，并通过对其深入研究首次发现引力波存在的间接定量证据，这是对阿尔伯特·爱因斯坦广义相对论的一项重要验证。这颗脉冲星绕轨道运行的另一个中子星只有八小时的运行时间。爱因斯坦的广义相对论理论预测，该系统应发出强大的引力辐射，使轨道在失去轨道能量时不断收缩。对脉冲星的观测很快证实了这一预测，为引力波的存在提供了第一个证据，截至2010年，对该脉冲星的观测仍与广义相对论保持一致。

毫秒脉冲双星通常是由一颗脉冲星加上一颗白矮星组成的双星系统。在这个系统中，脉冲星的自转周期小于30毫秒，表面磁场在1亿到10亿高斯之间，被认为起源于低质量X射线双星。毫秒脉冲双星是研究双星演化过程中一些极端物理过程的重要天体，可以用来研究中子星的物态方程，限制中子星的吸积物理，还可以用来探索双星演化过程中公共包层抛射、角动量损失机制等。

再生脉冲星（recycled pulsar）是双星系统的特例，当两颗大质量恒星从同一个气体云中诞生时，它们可以形成一个双星系统，并从出生时就相互环绕。如果这两颗恒星的质量至少是太阳的几倍，它们的生命都将以超新星爆炸结束。质量较大的恒星首先爆炸，留下一颗中子星。如果爆炸没有把第二颗星赶走，双星系统就会幸存下来。中子星可以作为无线电脉冲星被观测到，它慢慢失去能量并旋转。如果另一颗伴星向脉冲星表面喷射气体，则这颗陈旧的脉冲星又能够“再生”。双星融汇的物质促使陈旧的脉冲星加速旋转，一直达到每秒钟旋转数百次。最后，第二颗恒星也会爆炸成超新星，产生另一颗中子星。如果第二次爆炸也未能破坏双星，则形成双中子星。否则，旋转起来的中子星就没有伴星了，变成了一颗中断的再生脉冲星（Disrupted recycled pulsar），该脉冲星每秒旋转几次到五十次。

毫秒脉冲星

在中子星双星系统的吸积初期，中子星的磁场极强，吸积物质与中子星磁极形成X-ray源，随着吸积质量的增加，积累的物质通过磁极不断堆积到中子星表面，导致磁极区域面积扩大，其磁力线总数保持不变，磁力线密度不断变小，从而引起中子星磁场衰减。除此之外, 还有许多因素会导致磁场衰减，如壳层屏蔽和欧姆耗散等，在中子星双星系统中，伴星可以为中子星提供足够的吸积质量，这导致中子星自旋不断加快，当吸积质量达到约0.1-0.2太阳质量时，其自旋周期可加速到毫秒量级，即形成毫秒脉冲星。

由于吸积的质量不同，中子星可能演化为周期分布为毫秒到几十毫秒的再生脉冲星（recycled pulsar）假设中子星球体形变率为ε，由于轻微形变导致的质量四极矩而产生引力辐射，这将消耗自转动能，对中子星的自旋产生影响。引力辐射会消耗吸积得到的角动量，从而限制了毫秒脉冲星自旋的最大速率。

另外，毫秒脉冲星研究是中国建造的500m口径球面射电望远镜（500米口径球面射电望远镜）的重要科学目标之一，而脉冲星与引力辐射研究也是FAST的重要关注点。

应用

地图

脉冲星地图已被列入旅行者号探测器携带的两块先驱者牌匾以及旅行者黄金记录中，它们显示了太阳相对于14颗脉冲星的位置，这些脉冲星通过电磁脉冲的独特时间来识别，因此我们在空间和时间上的位置都可以通过潜在的外星智能来计算。由于脉冲星发射非常规则的无线电脉冲，其无线电传输不需要每天校正。此外，脉冲星定位可以独立创建航天器导航系统或与卫星导航结合使用。

脉冲星导航

基于X射线脉冲星的导航和授时（XNAV）或简称脉冲星导航是一种导航技术，其中脉冲星发出的周期性X射线信号用于确定车辆的位置，例如深空航天器。使用XNAV的车辆会将接收到的X射线信号与已知脉冲星频率和位置的数据库进行比较。与GPS类似，这种比较将使车辆能够准确计算其位置（误差在5公里内），使用X射线信号而不是无线电的优点是X射线望远镜可以做得更小更轻。

精密时钟

一般来说，脉冲星发射的规律性不能与原子钟的稳定性相媲美，它们仍然可以用作外部参考。例如，J0437−4715的周期为0.005757451936712637s，误差为1.7×10−17 s，这种稳定性允许毫秒脉冲星用于建立星历时间或构建脉冲星时钟。

定时噪声是在所有脉冲星中观察到的旋转不规则性的名称。该定时噪声可观察到为脉冲频率或相位中的随机漂移，目前尚不清楚定时噪声是否与脉冲星毛刺有关，根据2023年的研究成果在脉冲星中观察到的定时噪声被认为是由背景引力波引起的。

探测器

星际介质探测器

脉冲星作为探测器应用最多的有两个：一是将脉冲星作为探针，用来探测银河系中星际介质的分布和密度；二是用来探测银河系的磁场分布与强度。星际介质中电离气体能对脉冲星信号造成最显著影响，脉冲星朝我们发来的电磁信号会与电离气体中的自由电子相互作用，造成一部分电磁信号会延迟到达地球，传播的路程越长，路径上的电离气体越多，延迟就会越高。科学家们通过测量延迟的程度，反推出在这个路径上的电离气体的密度。而当遍布于银河的脉冲星都测量完成后，银河系中的星际介质的位置和密度分布也就会被探明了。脉冲星也是让我们看清银河系磁场结构的得力工具。脉冲星发出的信号携带着一种叫偏振的属性，当与磁场相遇时，这种属性便会发生改变（法拉第旋转，信号的偏振的方向会发生改变），而且磁场越强，改变的幅度越大。因此，科学家根据这种现象来确定银河系的磁场方向。

脉冲星的辐射在到达地球之前穿过星际介质（ISM），ISM和H II区域的温暖（8000 K）电离成分中的自由电子以两种主要方式影响辐射。由此产生的脉冲星辐射变化为ISM本身提供了重要的探测。

由于星际等离子体的分散性，低频无线电在介质中的传播速度比高频无线电波慢。由此产生的脉冲到达一定频率范围的延迟可直接测量为脉冲星的色散测量。色散度量是观察者和脉冲星之间自由电子的总柱密度：

D是从脉冲星到观测者的距离,是 ISM 的电子密度。色散测量用于构建银河系中自由电子分布的模型。

此外，ISM中的密度不均匀性会导致脉冲星的无线电波散射。由此产生的无线电波闪烁与由于地球大气层密度变化而导致的恒星在可见光下闪烁的效果相同可用于重建有关ISM中小尺度变化的信息。

时空探测器

在银心的超大质量黑洞Sgr A *周围的弯曲时空中运行的脉冲星可以作为强场状态下的引力探测器。脉冲的到达时间将受到狭义和广义相对论性多普勒频移以及无线电穿过黑洞周围强烈弯曲时空的复杂路径的影响，为了使广义相对论的影响可以用目前的仪器测量，需要发现轨道周期小于约10年的脉冲星，]这种脉冲星的轨道距离Sgr A*在0.01%以内。;目前，已知有五颗脉冲星位于距离Sgr A*的100 pc范围内。

引力波探测器

世界上有3个联盟使用脉冲星来搜索引力波，在欧洲，有脉冲星定时阵列（EPTA）；澳大利亚有帕克斯脉冲星定时阵列（PPTA）;在加拿大和美国有北美纳赫兹引力波天文台（NANOGrav）。这些联盟共同组成了国际脉冲星计时阵列（IPTA）。

2015年9月，LIGO探测到了由双黑洞合并产生的引力波信号，这是人类历史上首次直接探测到引力波，这一发现印证了阿尔伯特·爱因斯坦100年前的预言。

2021年1月11日，北美纳赫兹引力波天文台（NANOGrav）宣称，其发现了一个可能来源于低频引力波的信号特征，如果被证实，这将是引力波天文学的又一大里程碑。NANOGrav发现的信号来自遥远的脉冲星。这些脉冲星是快速旋转的致密天体，研究人员利用射电望远镜收集了可能由引力波产生的信号数据。

研究意义

作为“宇宙灯塔”，脉冲星是集自然界四大基本相互作用于一身的极端“实验室”。脉冲星涉及强引力场，其半径仅三倍Schwarzschild半径左右。作为旋转磁化致密天体，脉冲星拥有强电磁场、展现丰富的量子电动力学过程，脉冲星星体的平均密度高于原子核，其物性依赖于夸克之间的弱作用和强作用，可用以检验理论模型、限制物理参数，是多信使天文学时代所关注的重点。此外，脉冲星发射的稳定周期性信号精确度甚至堪比原子钟，被用于打开纳赫兹引力天文学窗口，且在时间标准和航天器导航等方面具有潜在的应用价值。脉冲星是20世纪60年代“射电天文四大发现”之一，1967年发现后迅速成为天文学和物理学的研究热点，其成果多次获得诺贝尔物理学奖。

诺贝尔奖相关

1974年，发明了革命性射电望远镜的安东尼·休伊什（Antony Hewish）和马丁·赖尔（Martin Ryle）成为第一批获得诺贝尔物理学奖的天文学家。

瑞典皇家科学院授予这两人1974年的诺贝尔物理学奖，以表彰他们在射电天体物理学方面的开创性研究：赖尔的观察和发明，特别是孔径合成技术，以及休伊什在发现脉冲星方面发挥的决定性作用。相当大的争议在于只有休伊什被授予诺贝尔物理学奖，而与休伊什一同发现脉冲星的贝尔则没有获奖。

1974年，约瑟夫·泰勒（Joseph Hooton Taylor）和拉塞尔·赫尔斯（Russell Hulse）共同发现史上第一个位于双星系统的脉冲星PSR B1913+16，并通过对其深入研究首次发现引力波存在的间接定量证据，这是对阿尔伯特·爱因斯坦广义相对论的一项重要验证。

瑞典皇家科学院授予泰勒和赫尔斯1993年的诺贝尔物理学奖，以表彰他们发现第一个位于双星系统的脉冲星PSR B1913+16，并且这一发现为研究引力开辟了新的可能性。

脉冲星的观测

人类迄今对宇宙观测主要通过四种方式：电磁辐射、宇宙射线、中微子和引力波。2015年9月 advanced LIGO 激光干涉仪实现了引力波的首次直接探测，开启了引力波观测宇宙的新窗口。

银河系内预估存在颗中子星我们仅能观测到其中很小部分的脉冲星。正如前面所说，它们必须磁场很强，自转很快，并且射电辐射束对准地球。另外还有一种可能是在高质量X射线双星系统中观测脉冲星，它吸积伴星的物质会产生可观测的X射线辐射。

2020年4月28日，中国的“慧眼”硬X射线调制望远镜HXMT望远镜成功地从磁陀星SGR 1935+2154观测到了与快速射电暴FRB200428成协的X射线暴，为揭示快速射电暴现象的起源做出了关键贡献，也使人们对磁陀星的性质有了全新的认识。次年，中国500m口径球面射电望远镜(500米口径球面射电望远镜)通过开展银道面脉冲星巡天，新发现了212颗脉冲星，其中包括42颗毫秒脉冲星、16颗脉冲双星、一批最暗弱的脉冲星、一批模式变化和消零脉冲星，以及射电暂现源等。

重要脉冲星

CP1919

世界上第一颗被发现的脉冲星叫作PSR B1919+21，1967年，安东尼·休伊什（Antony Hewish）和约瑟琳·伯奈尔（Jocelyn Bell）在研究行星际闪烁时，接收到了以稳定时间间隔出现的射电脉冲信号，这种极规律的时变辐射显然不是来源于当时已知的任何天体，通过分析信号的色散与周期性，确定它来自于约65秒差距之外的新类型天体，并将其命名为脉冲星。

AR Scorpii

2016年，天蝎座AR（AR Scorpii）被确定为第一颗其中致密物体是白矮星而不是中子星的脉冲星，它是一颗双脉冲星，由一颗白矮星和一颗红矮星组成因为它的惯性矩远高于中子星，这个系统中的白矮星每1.97分钟旋转一次，比中子星型的脉冲星慢得多，该系统显示出从紫外线到无线电波长的强烈脉动，由强磁化白矮星的自旋提供动力。

PSR J1953+1844

2023年6月21日，国际学术期刊《Nature》在线发表500米口径球面射电望远镜FAST取得的一项重要成果，该团队利用中国天眼FAST发现了一个名为PSR J1953+1844（M71E）的双星，其轨道周期仅为53分钟，是目前发现轨道周期最短的脉冲星双星系统。该发现填补了蜘蛛目类脉冲星系统演化模型中缺失的一环。

PSR J1748-2446ad

目前已知的旋转最快的脉冲星PSR J1748-2446ad以每秒716转的速度旋转。

PSR J1311-3430 'Black Widow' Pulsar Animations

黑寡妇蜘蛛双星及其表亲（称为红背双星）的基本特征是，它们将一颗正常但质量非常低的恒星放置在毫秒脉冲星附近，这对恒星造成了灾难性的后果。黑寡妇系统包含的恒星在物理上比红背中的恒星小得多，质量也低得多。到目前为止，天文学家已经在银河系内发现了至少18只黑寡妇和九只红背，并且在围绕我们银河系运行的密集球状星团中发现了每类的其他成员。PSR J1311-3430被发现时，创下了同类产品中最紧密轨道的记录，并包含已知最重的中子星之一。

PSRJ0108-1431

下方合成图像显示了来自美国航空航天局钱德拉X射线的图像紫色天文台和来自欧洲南部的光学图像天文台的超大望远镜（甚大望远镜）有红色，蓝色和白色。这图像中心的钱德拉源是古老的脉冲星PSR B1937+21 J0108-1431（简称J0108），距离我们只有770光年。紧靠其右上角的细长物体是一个背景星系，与脉冲星无关。由于J0108距离在我们银河系的平面上，许多遥远的星系在大尺度上是可见的光学图像。

LGM-1

马伦戈在采访中提到：“刚开始发现脉冲星的时候，它们发出了以前从未见过的信号。”最终马伦戈等人将第一个发现的脉冲星以“小绿人”LGM-1命名。

PSR B1257+12

亚历山大·沃尔什赞（Aleksander Wolszczan）于1992年发现的脉冲星行星系统。Wolszczan使用波多黎各的阿雷西博射电望远镜发现了三颗行星，这是太阳系外发现的第一颗行星，围绕一颗名为PSR B1257 + 12的脉冲星。脉冲星是快速旋转的中子星，是爆炸大质量恒星的坍缩核心。它们随着辐射旋转和脉冲，很像灯塔。其中脉冲星扭曲的磁场被蓝色辉光所突出。

SAX J1808.4-3658

SAX J1808.4-3658是第一个作为吸积毫秒脉冲星（MSP）被发现的低质量X射线双星（LMXB），在爆发期间表现出持续的401Hz脉动，从而为旧的、缓慢旋转的中子星的自旋向上循环提供了支持。SAX J1808.4-3658由1996年的BeppoSAX卫星首次发现。

PSR J0738-4042

PSR J0738−4042是最早发现的射电脉冲星之一，这第一颗被观测到受到小行星影响的脉冲星。

PSR J 0737-3039

PSR J 0737-3039是目前第一个已知的双脉冲星系统，该系统内含有二颗辐射无线电的中子星，属于相对论性联星。这两颗脉冲星的编号分别是 PSR B1937+21 J0737-3039A 和 PSR J0737-3039B。该系统于2003年在澳洲帕克斯天文台由意大利电波天文学家玛塔·博盖（Marta Burgay）领导的国际团队进行高纬度脉冲星巡天时发现

PSR J 0901-4046

PSR J 0901-4046是一颗超长周期脉冲星。它的周期为75.9秒，是所有已知的中子星脉冲星中最长的。

PSR J 0437-4715

PSR J 0437−4715位于银河系的黄芩半人马座臂，距离太阳22800光年。它是由费尔南多·卡米洛（Fernando Camilo）于2008年发现的，这颗脉冲星每秒绕其轴旋转173.7次，因此每5.75毫秒完成一次旋转，在这个过程中它发出类似探照灯的无线电束，每次旋转时都会扫过地球，是目前太阳系外定位最精确的天体。