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脈沖星（英語：Pulsar），是高度磁化的旋轉致密星，通常是中子星（neutron star），但也有白矮星（White Dwarf），由于這類星體的密度非常大，并且有短而規則的旋轉周期，這就產生了一個非常精確的脈沖間隔，使其磁極發出電磁輻射束，僅當發射光束指向地球時才可以觀察到此輻射，并且該輻射是發射的脈沖形式的原因，對于單個脈沖星，這會在脈沖之間產生非常精確的間隔，范圍從毫秒到秒。同時脈沖星是超高能宇宙射線源的發生源之一。

脈沖星在基礎科學研究領域具有極其重要的學術意義，由于脈沖星的大質量和小半徑，其表面引力場非常強，所以不能忽略廣義相對論效應的存在，這使得脈沖星成為強引力場研究的天然實驗室。由于脈沖星的超強磁場，這為研究磁層粒子加速機制、高能輻射、射電輻射過程提供了一個理想場所；脈沖星強大的磁場運動產生電場，其中的等離子體物理過程也是物理學家研究的重點。脈沖星作為大質量恒星縮后超新星爆發的產物，它對于研究超新星爆發理論、理解脈沖星的形成機制相當重要。

脈沖星是20世紀60年代“射電天文四大發現”之一，1967年發現后迅速成為天文學和物理學的研究熱點，其成果多次獲得諾貝爾物理學獎。1967年，喬絲琳·貝爾（Jocelyn Bell）和安東尼·休伊什（Antony Hewish）在研究行星際閃爍時，接收到了以穩定時間間隔出現的射電脈沖信號并將其對應天體命名為脈沖星。1974年，安東尼·休伊什因發現脈沖星被授予了1974年的諾貝爾物理學獎。1993年，約瑟夫·泰勒（Joseph Hooton Taylor）和拉塞爾·赫爾斯（Russell Hulse）因發現第一個位于雙星系統的脈沖星PSR B1913+16而獲得了諾貝爾物理學獎。

形成與關閉

脈沖星是高度磁化的旋轉致密星，通常是中子星（neutron star）和白矮星（White Dwarf），是恒星演化到末期引發超新星爆炸之后，可能成為的少數終點之一。恒星在核心的氫、氦、碳等元素于核聚變反應中耗盡，并最終轉變成鐵元素后，便無法再從聚變反應中獲得能量。失去熱輻射壓力支撐的外圍物質受重力牽引會急速向核心墜落，有可能導致外殼的動能轉化為熱能向外爆發產生超新星爆炸，或者根據恒星質量的不同，恒星內部區域被壓縮成白矮星、中子星或黑洞。

質量在1.3倍太陽質量以下的恒星，在離開主星序帶后便無劇烈變動地失去足夠的質量，坍縮后依靠電子簡并壓力與引力相抗衡，成為白矮星，而質量中等的恒星（3倍太陽質量）在超新星爆發爆炸后，核心開始塌縮，最終塌縮成致密的中子星，其電子被壓入原子核，形成中子，這時候恒星依靠中子的簡并壓與引力保持平衡，這就是中子星。典型中子星的半徑只有幾千米到十幾千米，質量卻在1-2倍太陽質量之間，因此其密度可以達到每立方厘米上億噸。由于恒星在坍縮的時候角動量守恒，坍縮成半徑很小的中子星后自轉速度往往非常快。恒星磁場的磁軸與自轉軸通常不平行，有的夾角甚至達到90度，而電磁波只能從磁極的位置發射出來，形成圓錐形的輻射區。

中子星有極強的磁場，并且不停的向宇宙空間發出電磁脈沖信號。快速旋轉的中子星射電脈沖的周期性非常有規律，這樣的中子星又被叫做脈沖星。脈沖星是一種高度磁化的旋轉致密星（通常是中子星，但也有白矮星），由于這類星體的密度非常大，并且有短而規則的旋轉周期，這就產生了一個非常精確的脈沖間隔，使其磁極發出電磁輻射束，僅當發射光束指向地球時才可以觀察到此輻射。隨著電磁功率的發射，脈沖星的旋轉會隨著時間的推移而減慢。當脈沖星的自旋周期充分減慢時，射電脈沖星機制被認為會關閉（所謂的“死亡線”），這種關閉發生在大約10萬到100億年后，這意味著在宇宙13億年年齡出生的所有中子星中，大約6%不再脈動。

研究歷史

中子星的提出和相關猜想

1934年，沃爾特·巴德（W. Baade）和弗里茨·茲威基（F. Zwicky）在研究超新星現象的論文中首次明確提出了中子星（neutron star）這個名詞，并正確地指出超新星現象應起源于大質量恒星向中子星轉化的過程，該過程中釋放出來的巨大引力勢能正是超新星爆發的能量來源。

1939年，美國物理學家羅伯特·奧本海默（J. R. Oppenheimer）和沃爾科夫（Volkoff）提出了系統的中子星理論，在廣義相對論框架下，基于理想中子氣簡并壓和引力的平衡建立了第一個定量的中子星模型（TOV 方程），得到了中子星內部的物質分布情況以及它的質量和半徑大小。

1962年，賈柯尼（F. Pacini）發現第一個宇宙X射線源Scorpius X-1，他指出如果中子星具有很強的磁場并能夠快速旋轉的話，那么它們就可能發出低頻的電磁波輻射，從而造成某種觀測效應。

脈沖星的發現和觀測

1965年，安東尼·休伊什（Antony Hewish）和塞繆爾·奧科耶（Samuel Okoye）在1054年的超新星SN 1054（SN 1054）爆炸后的殘骸"蟹狀星云發現了一個異于平常的高電波亮度溫度源"。

1967年，安東尼·休伊什（Antony Hewish）和約瑟琳·伯奈爾（Jocelyn Bell）在研究行星際閃爍時，接收到了以穩定時間間隔出現的射電脈沖信號，起初被她的主管和望遠鏡的開發者安東尼·休伊什認為是無線電干擾，信號總是出現在同一個赤緯和赤經的事實很快排除了來源地球。1967年11月28日，貝爾和安東尼·休伊什使用快速條形圖記錄儀將信號分解為一系列脈沖，每1.337秒均勻間隔。以前從未觀察到這種性質的天體。12月21日，貝爾發現了第二顆脈沖星，打消了人們對這些脈沖星可能是外星智慧生物向地球發射信號的猜測。這種極規律的時變輻射顯然不是來源于當時已知的任何天體，通過分析信號的色散與周期性，確定它來自于約65秒差距之外的新類型天體，并將其命名為脈沖星。賈柯尼（F. Pacini）指出，如果中子星具有很強的磁場并能夠快速旋轉的話，那么它們就可能發出低頻的電磁波輻射，從而造成某種觀測效應。

1967年阿拉斯加州彈道導彈預警中心的雷達控制人員也觀察到了一些脈沖信號源并確認他們來自天體，這一發現早于劍橋大學的研究人員，但由于軍事保密要求，直到21世紀解密之時才被世人所知。

同年，弗蘭科·帕西尼（Franco Pacini）提出了一個旋轉的具有磁場的中子星會發出輻射，甚至指出這種能量可以被泵送到中子星周圍的超新星遺跡中，例如蟹狀星云。在發現第一個脈沖星后，戈爾德（Thomas Gold）獨立提出了一個類似于帕西尼（Pacini）的旋轉中子星模型，并明確指出該模型可以解釋貝爾·伯奈爾（Bell Burnell）和安東尼·休伊什（Hewish）觀測到的脈沖輻射。

1968年，Richard V. E. Lovelace與合作者一起使用阿雷西博天文臺發現了蟹狀星云脈沖星，蟹狀星云脈沖星的發現為脈沖星的旋轉中子星模型提供了證實，但蟹狀星云脈沖星的33毫秒脈沖周期太短，無法與其他建議的脈沖星發射模型保持一致。此外，如此命名是因為它位于蟹狀星云的中心，與1933年對巴德(Baade)和弗里茨·茲威基(Zwicky)的預測一致。

1974年，發明了革命性射電望遠鏡的安東尼·休伊什（Antony Hewish）和馬丁·賴爾（Martin Ryle）成為第一批獲得諾貝爾物理學獎的天文學家，瑞典皇家科學院指出休伊什在“發現脈沖星方面發揮了決定性作用”。相當大的爭議在于休伊什被授予獎項，而貝爾沒有。

脈沖雙星系統的相關發現

1974年，J.H.泰勒（Joseph Hooton Taylor）和拉塞爾·赫爾斯（Russell Hulse）共同發現史上第一個位于雙星系統的脈沖星PSR B1913+16，并通過對其深入研究首次發現引力波存在的間接定量證據，這是對阿爾伯特·愛因斯坦廣義相對論的一項重要驗證。這顆脈沖星繞軌道運行的另一個中子星只有八小時的運行時間。愛因斯坦的廣義相對論理論預測，該系統會發出強大的引力輻射，使軌道在失去軌道能量時不斷收縮。對脈沖星的觀測很快證實了這一預測，為引力波的存在提供了第一個證據，截至2010年，對該脈沖星的觀測仍與廣義相對論保持一致。

1975年，J. Grindlay和J. Heise更是從中子星X射線源中發現了兩次短暫的X射線爆發(流量增加10左右) ，這些發現使人們對中子星雙星系統產生了濃厚的興趣。

1982年，D. Backer等人發現了第一顆毫秒脈沖星PSR B1937+21，每秒鐘可轉 642 次，被認為正是在雙星系統中吸積加速的結果，觀測結果顯示，它的磁場比普通的脈沖星弱得多，毫秒脈沖星（MSP）被認為是X射線雙星的最終產物。由于它們非常快速和穩定的旋轉，MSP可以被天文學家用作時鐘，與地球上最好的原子鐘的穩定性相媲美。影響脈沖到達地球的時間超過幾百納秒的因素可以很容易地檢測到，并用于進行精確測量。通過脈沖星計時可獲得的物理參數包括脈沖星的三維位置、其自行、沿著傳播路徑星際介質的電子含量、任何雙星伴星的軌道參數、脈沖星旋轉周期及其隨時間的演變。正在開發一種基于脈沖星的時間標準，其精度足以首次直接探測引力波。

1992年，亞歷山大·沃爾茲森（Aleksander Wolszczan）在精確測量脈沖星PSR B1937+21 1257+12的脈沖信號時，找到了不屬于脈沖星的其他信號，進而發現了它周圍的兩顆系外行星，并被證實。

1993年，泰勒和赫爾斯因發現第一個位于雙星系統的脈沖星PSR B1913+16而獲得了諾貝爾物理學獎。

其他脈沖星的發現和觀測

2006年6月，天文學家約翰·米德爾迪奇（John Middleditch）和他在洛斯阿拉莫斯國家實驗室的團隊宣布，他們利用羅西X射線（Rossi X-ray Timing Explorer）定時探測器的觀測數據首次預測了脈沖星閃爍，其中使用了對脈沖星PSR J0537-6910的觀測數據。

2016年，天蝎座AR被確定為第一顆其中致密物體是白矮星而不是中子星的脈沖星，因為它的慣性矩遠高于中子星，這個系統中的白矮星每1.97分鐘旋轉一次，比中子星型的脈沖星慢得多，該系統顯示出從紫外線到無線電波長的強烈脈動，由強磁化白矮星的自旋提供動力。

2021年5月7日，基于中國天眼FAST望遠鏡的觀測，中國科研人員首次找到了脈沖星三維速度與自轉軸共線的證據，標志著天文學家開始利用該望遠鏡深度研究脈沖星。同月20日，中國國家天文臺研究團隊利用中國天眼FAST望遠鏡在觀測中取得的重要進展，正式發布了201顆新脈沖星的發現。

2021年12月，自2017年10月10日首次對外宣布發現脈沖星以來，被譽為中國天眼FAST的500米口徑球面射電望遠鏡已發現500余顆新脈沖星。

2023年，500米口徑球面射電望遠鏡總工程師姜鵬表示，FAST發現的脈沖星總數已超740顆。先導陣列方面的建設計劃也已在籌備中。

2023年6月21日，《自然》在線發表中國科學院國家天文臺科研團隊的一項重要成果。該團隊利用中國天眼FAST發現了一個名為PSR J1953+1844（M71E）的雙星，其軌道周期僅為53分鐘，是發現軌道周期最短的脈沖星雙星系統，該發現填補了蜘蛛類脈沖星系統演化模型中缺失的一環。

截至2024年4月17日，被譽為“500米口徑球面射電望遠鏡”的500米口徑球面射電望遠鏡（FAST）發現的新脈沖星數量突破900顆，是國際上同時期其他望遠鏡發現脈沖星總數的3倍以上。新發現的900余顆新脈沖星中，大多數是世界其他望遠鏡難以發現的暗弱脈沖星，其中包括120余顆雙星脈沖星、170余顆毫秒脈沖星、80顆暗弱的偶發脈沖星。

2025年10月12日，國家天文臺發布的數據顯示，FAST發現的脈沖星數量達到1152顆。這一數量，早已遠超同一時期國際上其它望遠鏡發現脈沖星數量的總和。“十四五”期間，500米口徑球面射電望遠鏡還取得了一批國際影響力的重大原創成果，讓中國射電天文研究實現了從跟跑到領跑的跨越。

命名規則

對于脈沖星的命名，在歷史上有不同的方法。以現在的慣例，“PSR B1937+21”為前綴，后接它的赤經和赤緯坐標，如PSR J0534+2200。考慮觀測歷史，還有其他的命名方法，如星表、望遠鏡名稱加赤經和赤緯坐標，星座里面的第幾個亮源，具體的例子：4U1608-52(4U是源表)，又如半人馬座 X-3 等(Cen是人馬座的縮寫)。高能脈沖星已經發現超過300顆，例如年輕而有活力的蟹狀星云脈沖星(Crab)、近距離卻相對年老的Vela 脈沖星和Geminga 脈沖星。

現代慣例在舊數字前面加上B（例如 PSR B1919+21），B表示坐標是1950.0紀元的坐標。所有新的脈沖星都有一個J表示2000.0坐標，并且也有包括分鐘在內的赤緯（例如PSR J1921 + 2153）。在1993年之前發現的脈沖星傾向于保留它們的B名稱，而不是使用它們的J名稱（例如PSR J1921+2153通常被稱為PSR B1919+21）。最近發現的脈沖星只有一個J名稱（例如PSR J0437?4715），所有脈沖星都有一個J名稱，可以提供其在天空中位置的更精確坐標。

脈沖星的屬性與特征

質量與溫度

一般來說，一顆典型的脈沖星質量介于太陽質量的1.35到2.1倍()，像Crab脈沖星(約103 年)這種溫度非常高，觀測其表面溫度約為幾十萬度，其內部溫度則更高(幾億度)，壓強極大，以至于中子通常以超流形式存在。

密度、壓力、半徑

脈沖星是一種主要由中子物質組成的星體，它是一種具有極端物理條件的天體，其平均密度與原子核密度相當，約為，遠遠高于我們平常所見的普通物質密度(對比一下，鐵的密度僅為7.9 g/cm3 )。一茶匙的脈沖星物質比整個珠穆朗瑪峰還要重。在其的巨大引力場中，那茶匙物質的重量為，是月球放在地球表面的15倍，從內殼到中心的壓力從增加到。一顆典型的脈沖星半徑在10至20公里之間（質量越大半徑收縮得越小）。

磁場

脈沖星的典型表面磁場強度約為，比地面實驗室中能制造的最大磁場高出7到14個量級。這種強度的場能夠使真空極化到真空變成雙折射的程度。光子可以合并或分裂成兩部分，并產生虛擬粒子-反粒子對，改變電子能級，原子被迫進入薄圓柱體。

旋轉速度

脈沖星的旋轉速度可以增加，這一過程稱為自旋，有時會吸收伴星的軌道物質，增加旋轉速度并將中子星重塑為扁球體。這導致其旋轉速度在毫秒脈沖星的情況下每秒增加一百次以上，目前已知的旋轉最快的脈沖星PSR B1937+21 J1748-2446ad以每秒716轉的速度旋轉。

脈沖星的類型

根據電磁輻射動力的來源，天文學家目前已知三類不同的脈沖星：旋轉動力脈沖星，恒星旋轉能量的損失提供了動力，由吸積動力的脈沖星（大多數為X射線脈沖星），其中吸積物質的重力勢能是動力（產生從地球可觀察到的X射線）。磁星，其中極強磁場的衰減會提供電磁能。盡管所有這三類物體都是中子星，但它們的可觀察行為和物理性質卻大不相同。

旋轉動力脈沖星

旋轉動力脈沖星會像汽車發動機一樣瘋狂地旋轉，自1967年發現脈沖星以來，科學家們已經搜索到了超過3000顆脈沖星。其中轉得最快的脈沖星，旋轉周期是1.37ms，即一秒鐘就能夠轉完約730圈，而這3000多顆脈沖星中，最慢的得23.5秒才能轉完一圈。脈沖星的旋轉周期中蘊含了其演化的秘密。與汽車的制動類似，脈沖星的旋轉也有剎車與加速。脈沖星旋轉會損失能量，這導致它的旋轉速度越來越慢，這樣的“剎車”，最快的能達到十億年慢一秒，最慢的能達到一千萬億年才慢一秒。相反，如果脈沖星能得到能量的補充，就能越轉越快。這樣的“加速”，最快的能達到一千年快1秒，而最慢的則是一億億年才快1秒，其中，一些加速到毫秒量級周期的年老的脈沖星，很可能是通過吸取伴星的物質來加速。

吸積動力脈沖星

吸積過程可以將足夠的角動量傳遞給中子星，將其“回收”為旋轉動力的毫秒脈沖星，當這種物質落在中子星上時，人們認為它會“削弱”中子星的磁場，這使得毫秒脈沖星的磁場比平均脈沖星弱1000-10000倍。這種低磁場在減緩脈沖星旋轉方面效果較差，因此毫秒脈沖星的壽命長達數十億年，使其成為已知最古老的脈沖星，推測依據為：毫秒脈沖星出現在球狀星團中，而球狀星團在數十億年前停止形成中子星了。

除了無線電發射外，脈沖星也在電磁波譜的其他部分被識別出來，這包括可見光、近紅外、紫外線、X 射線和γ射線。在X射線中觀察到的脈沖星如果以吸積為動力，則被稱為X射線脈沖星，而在可見光中識別的脈沖星被稱為光學脈沖星，其中X射線脈沖星可能是舊的旋轉脈沖星，已經失去了大部分能量，只有在它們的雙星伴星膨脹并開始將物質轉移到中子星上之后，它們才再次可見。

磁星

磁星具有大約特斯拉的磁場，大約是普通中子星的1000倍。這足以在月球軌道的一半距離上擦除地球上的一張信用卡。作為對比，地球的自然磁場是大約特斯拉；一小塊釹鐵硼的磁場大約是1特斯拉；多數用于數據存儲的磁介質可以被10-3特斯拉的磁場擦除，磁星有時會產生X射線脈沖。大約每10年，銀河系中就會有某一顆磁星爆發出很強的伽馬射線。磁星有比較長的自轉周期，一般為5到12秒，因為它們的強磁場會使得自轉速度減慢。

磁星的概念最早由科學家們于1992 年提出，磁星是年輕的脈沖星，類似年輕的射電脈沖星，極高的磁場強度可能預示著恒星生前的磁場較強。同時在磁星誕生初期可能存在磁場放大的過程。誕生初期磁星以毫秒周期快速自旋，并在短時間內通過磁制動迅速減慢，其射電輻射強度很快減弱到觀測極限之下。科學家們猜測磁星在誕生時獲得很大的反沖速度，易于突破雙星系統的束縛，也為觀測提升了難度。然而超強磁場是巨大的能量庫，可以支撐磁星產生獨特的輻射現象，其中兩個最主要的代表是軟伽馬射線重復暴(SGRs)和反常X射線脈沖星(AXPs)。不同磁星X射線持續輻射強度差別很大，分布跨越五個數量級(2~10 keV 輻射光度1033~1038erg s-1)。寧靜期持續輻射亮的磁星較為穩定，反之則表現為暫現源，暫現源X射線光度的動態范圍很大，輻射峰值光度可以提升1~3 個量級。多變的輻射光度與磁星強大且結構復雜的磁場密不可分。扭曲的磁力線逐漸“解開”的過程會持續地向外釋放能量，支撐了磁星X射線持續輻射。受到觀測靈敏度的限制，已經認證的磁星絕大部分是銀河系內的天體，集中分布在銀盤上。除此之外，在鄰近的大小斐迪南·麥哲倫云中各發現一顆。

脈沖雙星系統

1974年，J.H.泰勒（Joseph Hooton Taylor）和拉塞爾·赫爾斯（Russell Hulse）共同發現史上第一個位于雙星系統的脈沖星PSR B1913+16，并通過對其深入研究首次發現引力波存在的間接定量證據，這是對阿爾伯特·愛因斯坦廣義相對論的一項重要驗證。這顆脈沖星繞軌道運行的另一個中子星只有八小時的運行時間。愛因斯坦的廣義相對論理論預測，該系統應發出強大的引力輻射，使軌道在失去軌道能量時不斷收縮。對脈沖星的觀測很快證實了這一預測，為引力波的存在提供了第一個證據，截至2010年，對該脈沖星的觀測仍與廣義相對論保持一致。

毫秒脈沖雙星通常是由一顆脈沖星加上一顆白矮星組成的雙星系統。在這個系統中，脈沖星的自轉周期小于30毫秒，表面磁場在1億到10億高斯之間，被認為起源于低質量X射線雙星。毫秒脈沖雙星是研究雙星演化過程中一些極端物理過程的重要天體，可以用來研究中子星的物態方程，限制中子星的吸積物理，還可以用來探索雙星演化過程中公共包層拋射、角動量損失機制等。

再生脈沖星（recycled pulsar）是雙星系統的特例，當兩顆大質量恒星從同一個氣體云中誕生時，它們可以形成一個雙星系統，并從出生時就相互環繞。如果這兩顆恒星的質量至少是太陽的幾倍，它們的生命都將以超新星爆炸結束。質量較大的恒星首先爆炸，留下一顆中子星。如果爆炸沒有把第二顆星趕走，雙星系統就會幸存下來。中子星可以作為無線電脈沖星被觀測到，它慢慢失去能量并旋轉。如果另一顆伴星向脈沖星表面噴射氣體，則這顆陳舊的脈沖星又能夠“再生”。雙星融匯的物質促使陳舊的脈沖星加速旋轉，一直達到每秒鐘旋轉數百次。最后，第二顆恒星也會爆炸成超新星，產生另一顆中子星。如果第二次爆炸也未能破壞雙星，則形成雙中子星。否則，旋轉起來的中子星就沒有伴星了，變成了一顆中斷的再生脈沖星（Disrupted recycled pulsar），該脈沖星每秒旋轉幾次到五十次。

毫秒脈沖星

在中子星雙星系統的吸積初期，中子星的磁場極強，吸積物質與中子星磁極形成X-ray源，隨著吸積質量的增加，積累的物質通過磁極不斷堆積到中子星表面，導致磁極區域面積擴大，其磁力線總數保持不變，磁力線密度不斷變小，從而引起中子星磁場衰減。除此之外, 還有許多因素會導致磁場衰減，如殼層屏蔽和歐姆耗散等，在中子星雙星系統中，伴星可以為中子星提供足夠的吸積質量，這導致中子星自旋不斷加快，當吸積質量達到約0.1-0.2太陽質量時，其自旋周期可加速到毫秒量級，即形成毫秒脈沖星。

由于吸積的質量不同，中子星可能演化為周期分布為毫秒到幾十毫秒的再生脈沖星（recycled pulsar）假設中子星球體形變率為ε，由于輕微形變導致的質量四極矩而產生引力輻射，這將消耗自轉動能，對中子星的自旋產生影響。引力輻射會消耗吸積得到的角動量，從而限制了毫秒脈沖星自旋的最大速率。

另外，毫秒脈沖星研究是中國建造的500m口徑球面射電望遠鏡（500米口徑球面射電望遠鏡）的重要科學目標之一，而脈沖星與引力輻射研究也是FAST的重要關注點。

應用

地圖

脈沖星地圖已被列入旅行者號探測器攜帶的兩塊先驅者牌匾以及旅行者黃金記錄中，它們顯示了太陽相對于14顆脈沖星的位置，這些脈沖星通過電磁脈沖的獨特時間來識別，因此我們在空間和時間上的位置都可以通過潛在的外星智能來計算。由于脈沖星發射非常規則的無線電脈沖，其無線電傳輸不需要每天校正。此外，脈沖星定位可以獨立創建航天器導航系統或與衛星導航結合使用。

脈沖星導航

基于X射線脈沖星的導航和授時（XNAV）或簡稱脈沖星導航是一種導航技術，其中脈沖星發出的周期性X射線信號用于確定車輛的位置，例如深空航天器。使用XNAV的車輛會將接收到的X射線信號與已知脈沖星頻率和位置的數據庫進行比較。與GPS類似，這種比較將使車輛能夠準確計算其位置（誤差在5公里內），使用X射線信號而不是無線電的優點是X射線望遠鏡可以做得更小更輕。

精密時鐘

一般來說，脈沖星發射的規律性不能與原子鐘的穩定性相媲美，它們仍然可以用作外部參考。例如，J0437?4715的周期為0.005757451936712637s，誤差為1.7×10?17 s，這種穩定性允許毫秒脈沖星用于建立星歷時間或構建脈沖星時鐘。

定時噪聲是在所有脈沖星中觀察到的旋轉不規則性的名稱。該定時噪聲可觀察到為脈沖頻率或相位中的隨機漂移，目前尚不清楚定時噪聲是否與脈沖星毛刺有關，根據2023年的研究成果在脈沖星中觀察到的定時噪聲被認為是由背景引力波引起的。

探測器

星際介質探測器

脈沖星作為探測器應用最多的有兩個：一是將脈沖星作為探針，用來探測銀河系中星際介質的分布和密度；二是用來探測銀河系的磁場分布與強度。星際介質中電離氣體能對脈沖星信號造成最顯著影響，脈沖星朝我們發來的電磁信號會與電離氣體中的自由電子相互作用，造成一部分電磁信號會延遲到達地球，傳播的路程越長，路徑上的電離氣體越多，延遲就會越高。科學家們通過測量延遲的程度，反推出在這個路徑上的電離氣體的密度。而當遍布于銀河的脈沖星都測量完成后，銀河系中的星際介質的位置和密度分布也就會被探明了。脈沖星也是讓我們看清銀河系磁場結構的得力工具。脈沖星發出的信號攜帶著一種叫偏振的屬性，當與磁場相遇時，這種屬性便會發生改變（法拉第旋轉，信號的偏振的方向會發生改變），而且磁場越強，改變的幅度越大。因此，科學家根據這種現象來確定銀河系的磁場方向。

脈沖星的輻射在到達地球之前穿過星際介質（ISM），ISM和H II區域的溫暖（8000 K）電離成分中的自由電子以兩種主要方式影響輻射。由此產生的脈沖星輻射變化為ISM本身提供了重要的探測。

由于星際等離子體的分散性，低頻無線電在介質中的傳播速度比高頻無線電波慢。由此產生的脈沖到達一定頻率范圍的延遲可直接測量為脈沖星的色散測量。色散度量是觀察者和脈沖星之間自由電子的總柱密度：

D是從脈沖星到觀測者的距離,是 ISM 的電子密度。色散測量用于構建銀河系中自由電子分布的模型。

此外，ISM中的密度不均勻性會導致脈沖星的無線電波散射。由此產生的無線電波閃爍與由于地球大氣層密度變化而導致的恒星在可見光下閃爍的效果相同可用于重建有關ISM中小尺度變化的信息。

時空探測器

在銀心的超大質量黑洞Sgr A *周圍的彎曲時空中運行的脈沖星可以作為強場狀態下的引力探測器。脈沖的到達時間將受到狹義和廣義相對論性多普勒頻移以及無線電穿過黑洞周圍強烈彎曲時空的復雜路徑的影響，為了使廣義相對論的影響可以用目前的儀器測量，需要發現軌道周期小于約10年的脈沖星，]這種脈沖星的軌道距離Sgr A*在0.01%以內。;目前，已知有五顆脈沖星位于距離Sgr A*的100 pc范圍內。

引力波探測器

世界上有3個聯盟使用脈沖星來搜索引力波，在歐洲，有脈沖星定時陣列（EPTA）；澳大利亞有帕克斯脈沖星定時陣列（PPTA）;在加拿大和美國有北美納赫茲引力波天文臺（NANOGrav）。這些聯盟共同組成了國際脈沖星計時陣列（IPTA）。

2015年9月，LIGO探測到了由雙黑洞合并產生的引力波信號，這是人類歷史上首次直接探測到引力波，這一發現印證了阿爾伯特·愛因斯坦100年前的預言。

2021年1月11日，北美納赫茲引力波天文臺（NANOGrav）宣稱，其發現了一個可能來源于低頻引力波的信號特征，如果被證實，這將是引力波天文學的又一大里程碑。NANOGrav發現的信號來自遙遠的脈沖星。這些脈沖星是快速旋轉的致密天體，研究人員利用射電望遠鏡收集了可能由引力波產生的信號數據。

研究意義

作為“宇宙燈塔”，脈沖星是集自然界四大基本相互作用于一身的極端“實驗室”。脈沖星涉及強引力場，其半徑僅三倍Schwarzschild半徑左右。作為旋轉磁化致密天體，脈沖星擁有強電磁場、展現豐富的量子電動力學過程，脈沖星星體的平均密度高于原子核，其物性依賴于夸克之間的弱作用和強作用，可用以檢驗理論模型、限制物理參數，是多信使天文學時代所關注的重點。此外，脈沖星發射的穩定周期性信號精確度甚至堪比原子鐘，被用于打開納赫茲引力天文學窗口，且在時間標準和航天器導航等方面具有潛在的應用價值。脈沖星是20世紀60年代“射電天文四大發現”之一，1967年發現后迅速成為天文學和物理學的研究熱點，其成果多次獲得諾貝爾物理學獎。

諾貝爾獎相關

1974年，發明了革命性射電望遠鏡的安東尼·休伊什（Antony Hewish）和馬丁·賴爾（Martin Ryle）成為第一批獲得諾貝爾物理學獎的天文學家。

瑞典皇家科學院授予這兩人1974年的諾貝爾物理學獎，以表彰他們在射電天體物理學方面的開創性研究：賴爾的觀察和發明，特別是孔徑合成技術，以及休伊什在發現脈沖星方面發揮的決定性作用。相當大的爭議在于只有休伊什被授予諾貝爾物理學獎，而與休伊什一同發現脈沖星的貝爾則沒有獲獎。

1974年，約瑟夫·泰勒（Joseph Hooton Taylor）和拉塞爾·赫爾斯（Russell Hulse）共同發現史上第一個位于雙星系統的脈沖星PSR B1913+16，并通過對其深入研究首次發現引力波存在的間接定量證據，這是對阿爾伯特·愛因斯坦廣義相對論的一項重要驗證。

瑞典皇家科學院授予泰勒和赫爾斯1993年的諾貝爾物理學獎，以表彰他們發現第一個位于雙星系統的脈沖星PSR B1913+16，并且這一發現為研究引力開辟了新的可能性。

脈沖星的觀測

人類迄今對宇宙觀測主要通過四種方式：電磁輻射、宇宙射線、中微子和引力波。2015年9月 advanced LIGO 激光干涉儀實現了引力波的首次直接探測，開啟了引力波觀測宇宙的新窗口。

銀河系內預估存在顆中子星我們僅能觀測到其中很小部分的脈沖星。正如前面所說，它們必須磁場很強，自轉很快，并且射電輻射束對準地球。另外還有一種可能是在高質量X射線雙星系統中觀測脈沖星，它吸積伴星的物質會產生可觀測的X射線輻射。

2020年4月28日，中國的“慧眼”硬X射線調制望遠鏡HXMT望遠鏡成功地從磁陀星SGR 1935+2154觀測到了與快速射電暴FRB200428成協的X射線暴，為揭示快速射電暴現象的起源做出了關鍵貢獻，也使人們對磁陀星的性質有了全新的認識。次年，中國500m口徑球面射電望遠鏡(500米口徑球面射電望遠鏡)通過開展銀道面脈沖星巡天，新發現了212顆脈沖星，其中包括42顆毫秒脈沖星、16顆脈沖雙星、一批最暗弱的脈沖星、一批模式變化和消零脈沖星，以及射電暫現源等。

重要脈沖星

CP1919

世界上第一顆被發現的脈沖星叫作PSR B1919+21，1967年，安東尼·休伊什（Antony Hewish）和約瑟琳·伯奈爾（Jocelyn Bell）在研究行星際閃爍時，接收到了以穩定時間間隔出現的射電脈沖信號，這種極規律的時變輻射顯然不是來源于當時已知的任何天體，通過分析信號的色散與周期性，確定它來自于約65秒差距之外的新類型天體，并將其命名為脈沖星。

AR Scorpii

2016年，天蝎座AR（AR Scorpii）被確定為第一顆其中致密物體是白矮星而不是中子星的脈沖星，它是一顆雙脈沖星，由一顆白矮星和一顆紅矮星組成因為它的慣性矩遠高于中子星，這個系統中的白矮星每1.97分鐘旋轉一次，比中子星型的脈沖星慢得多，該系統顯示出從紫外線到無線電波長的強烈脈動，由強磁化白矮星的自旋提供動力。

PSR J1953+1844

2023年6月21日，國際學術期刊《Nature》在線發表500米口徑球面射電望遠鏡FAST取得的一項重要成果，該團隊利用中國天眼FAST發現了一個名為PSR J1953+1844（M71E）的雙星，其軌道周期僅為53分鐘，是目前發現軌道周期最短的脈沖星雙星系統。該發現填補了蜘蛛目類脈沖星系統演化模型中缺失的一環。

PSR J1748-2446ad

目前已知的旋轉最快的脈沖星PSR J1748-2446ad以每秒716轉的速度旋轉。

PSR J1311-3430 'Black Widow' Pulsar Animations

黑寡婦蜘蛛雙星及其表親（稱為紅背雙星）的基本特征是，它們將一顆正常但質量非常低的恒星放置在毫秒脈沖星附近，這對恒星造成了災難性的后果。黑寡婦系統包含的恒星在物理上比紅背中的恒星小得多，質量也低得多。到目前為止，天文學家已經在銀河系內發現了至少18只黑寡婦和九只紅背，并且在圍繞我們銀河系運行的密集球狀星團中發現了每類的其他成員。PSR J1311-3430被發現時，創下了同類產品中最緊密軌道的記錄，并包含已知最重的中子星之一。

PSRJ0108-1431

下方合成圖像顯示了來自美國航空航天局錢德拉X射線的圖像紫色天文臺和來自歐洲南部的光學圖像天文臺的超大望遠鏡（甚大望遠鏡）有紅色，藍色和白色。這圖像中心的錢德拉源是古老的脈沖星PSR B1937+21 J0108-1431（簡稱J0108），距離我們只有770光年。緊靠其右上角的細長物體是一個背景星系，與脈沖星無關。由于J0108距離在我們銀河系的平面上，許多遙遠的星系在大尺度上是可見的光學圖像。

LGM-1

馬倫戈在采訪中提到：“剛開始發現脈沖星的時候，它們發出了以前從未見過的信號。”最終馬倫戈等人將第一個發現的脈沖星以“小綠人”LGM-1命名。

PSR B1257+12

亞歷山大·沃爾什贊（Aleksander Wolszczan）于1992年發現的脈沖星行星系統。Wolszczan使用波多黎各的阿雷西博射電望遠鏡發現了三顆行星，這是太陽系外發現的第一顆行星，圍繞一顆名為PSR B1257 + 12的脈沖星。脈沖星是快速旋轉的中子星，是爆炸大質量恒星的坍縮核心。它們隨著輻射旋轉和脈沖，很像燈塔。其中脈沖星扭曲的磁場被藍色輝光所突出。

SAX J1808.4-3658

SAX J1808.4-3658是第一個作為吸積毫秒脈沖星（MSP）被發現的低質量X射線雙星（LMXB），在爆發期間表現出持續的401Hz脈動，從而為舊的、緩慢旋轉的中子星的自旋向上循環提供了支持。SAX J1808.4-3658由1996年的BeppoSAX衛星首次發現。

PSR J0738-4042

PSR J0738?4042是最早發現的射電脈沖星之一，這第一顆被觀測到受到小行星影響的脈沖星。

PSR J 0737-3039

PSR J 0737-3039是目前第一個已知的雙脈沖星系統，該系統內含有二顆輻射無線電的中子星，屬于相對論性聯星。這兩顆脈沖星的編號分別是 PSR B1937+21 J0737-3039A 和 PSR J0737-3039B。該系統于2003年在澳洲帕克斯天文臺由意大利電波天文學家瑪塔·博蓋（Marta Burgay）領導的國際團隊進行高緯度脈沖星巡天時發現

PSR J 0901-4046

PSR J 0901-4046是一顆超長周期脈沖星。它的周期為75.9秒，是所有已知的中子星脈沖星中最長的。

PSR J 0437-4715

PSR J 0437?4715位于銀河系的黃芩半人馬座臂，距離太陽22800光年。它是由費爾南多·卡米洛（Fernando Camilo）于2008年發現的，這顆脈沖星每秒繞其軸旋轉173.7次，因此每5.75毫秒完成一次旋轉，在這個過程中它發出類似探照燈的無線電束，每次旋轉時都會掃過地球，是目前太陽系外定位最精確的天體。