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 ，并且不停的向 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（ M71 E）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。
2025年10月12日，国家天文台发布的数据显示，FAST发现的脉冲星数量达到1152颗。这一数量，早已远超同一时期国际上其它望远镜发现脉冲星数量的总和。“十四五”期间， 500米口径球面射电望远镜 还取得了一批国际影响力的重大原创成果，让中国射电 天文研究 实现了从跟跑到领跑的跨越。
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10 33 ~10 38 erg 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1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 波 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。
2026年10月，中国天眼FAST捕捉到 宇宙 中极其罕见的脉冲星三体系统，这是新发现的世界首例还在演化阶段的脉冲星三体系统。这个脉冲星三体系统是诞生于同一片星云的宇宙同胞三兄弟：老大已变成了一颗飞速自转的毫秒脉冲星，老二核燃料彻底耗尽后变成了白矮星，老三是一颗质量和太阳差不多的 恒星 。这次 500米口径球面射电望远镜 捕捉到的脉冲星三体系统，价值不只是证明宇宙中三体系统稳定存在。
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（ M71 E）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 。
PSR J1841−0500
PSR J1841−0500在刚被发现时，每9.2秒旋转一次。2009年， PSR J1841−0500完全停止发射脉冲，大多数脉冲星停止发射脉冲只会持续几分钟，但是PSR J1841-0500停止了了580天，直到2011年2月，它再次发射脉冲。