双子脉冲星

两个物体的运行并不是以绝对的圆形路径进行的，路径几乎总是椭圆的。因此，两次绕行它们是最接近的，两次绕行它们是最远的。这对地球和太阳来说是显而易见的，但这个想法适用的范围更广。

当两个天体靠近时，引力场更强，时间的流逝也会变慢。对于脉冲星，脉冲（或刻度）之间的时间被延长了。当脉冲星的时钟更慢地穿过场的最弱部分时，它就会重新获得时间。这是一个相对论的时间延迟。它是指如果脉冲星以恒定的距离和速度围绕其同伴运动，人们期望看到的情况与实际观察到的情况之间的差异。

双星脉冲星是科学家们为数不多的检测引力波证据的工具之一。爱因斯坦的广义相对论预测，两颗中子星在围绕一个共同的质量中心运行时，会发出引力波，这将带走轨道能量，并导致两颗恒星拉近距离。当这两个恒星体彼此拉近时，往往一个脉冲星会从另一个脉冲星中吸收物质，引起剧烈的吸积过程。这种相互作用可以加热在星体之间交换的气体，并产生X射线光，而这种光看起来会有脉动，导致双星脉冲星偶尔被称为X射线双星。这种从一个星体到另一个星体的物质流动被称为吸积盘。毫秒脉冲星（或MSP）产生一种 "风"，在双星脉冲星的情况下，它可以吹走中子星的磁层，对脉冲发射产生巨大的影响。

第一个双体脉冲星，PSR B1913+16或 "Hulse-Taylor双体脉冲星 "是由Joseph Taylor和Russell Hulse于1974年在阿雷西博发现的，他们因此获得了1993年诺贝尔物理奖。自发现以来，来自该系统的脉冲已被跟踪，没有故障，在15μs之内。

1993年的诺贝尔奖授予了Joseph Taylor和Russell Hulse，因为他们发现了两颗这样的星。当Hulse在观察一颗新的脉冲星，命名为PSR B1913+16时，他注意到它的脉冲频率在波动。结论是，最简单的解释是，这颗脉冲星正以很高的速度紧密地围绕着另一颗恒星运行。Hulse和Taylor通过观察这些脉冲波动确定这两颗恒星同样沉重，这使他们相信另一个空间物体也是一颗中子星。

对这个恒星系统的轨道衰减所做的观察，与爱因斯坦的方程几乎完美吻合。相对论预测，随着时间的推移，一个双星系统的轨道能量将被转化为引力辐射。泰勒和他的同事收集的PRS B1913+16的轨道周期的数据支持这一相对论的预测。他们在1983年报告说，观察到的两个脉冲星的最小间隔与轨道间隔保持不变的情况下的预期间隔相比有差异。在其发现后的十年里，该系统的轨道周期每年减少了约7600万分之一秒。这意味着脉冲星比在轨道保持不变的情况下早一秒多接近其最大分离度。随后的观测继续显示这种减少。