脈衝星突快現象的研究突破有望讓人類進一步瞭解其內部結構
天文學家在近距離觀察一顆死星20多年後，終於發現了它在活動。這顆被稱為PSRJ0908-4913（簡稱J0908）的脈衝星首次出現了突快現象，這種現象是脈衝星在自轉中出現的一種奇特的、很難解釋的、類似我們“打嗝”的現象。這一發現不僅增加了已知射電脈衝星的數量，而且天文學家們還可以進一步研究中子星的內部結構。同樣，這也表明可能還存在著更多射電脈衝星等待我們去發現。該研究結果現已通過“未經同行評審的研究報告”的形式發表在RNAAS網站上。
澳大利亞斯溫伯恩理工大學的天體物理學家Marcus Lower在採訪中告訴澳洲科技新聞網：“帕克斯射電望遠鏡已經觀測了這個脈衝星20多年，卻沒有發現任何突快現象，這是一件非常了不起的事情。這意味著平方公里陣在未來對數百甚至上千顆脈衝星的大規模監測中，將能比現有望遠鏡提供的更多數量的射電脈衝星樣本（因為其中許多脈衝太微弱，現有的帕克斯和莫隆洛望遠鏡無法觀測到）。”
脈衝星是一種快速自轉的死星，我們也稱其為中子星。中子星是由一顆一定質量的恆星變成超新星後留下的內核。當這些恆星自轉時，從它們的兩極向我們發出一束輻射，就像宇宙中的一座燈塔。由於它們的自轉速度是有規律的，因此這種閃爍通常非常精確，並且對於大量的科學應用都是有用的工具。但是，在銀河系已知的2700多個脈衝星中，有一小部分（大約在130到190個之間，即5%到7%）出現了突快現象。這種現象出現在轉速極快的時候，被認為是由中子星內部引起的。
脈衝星J0908的自轉週期為107毫秒，1988年被莫龍洛天文臺綜合望遠鏡（MOST）發現，後續帕克斯天文臺進行了為期20多年的觀測。2015年，作為UTMOST項目所研究的一部分，大多數人再次開始跟蹤脈衝星J0908，UTMOST是一個實時研究瞬變物體的合作項目。直到2019年10月9日，數據顯示脈衝星的自轉速度出現了變化，研究人員在研究報告中稱之為“旋轉頻率的永久性變化”。而且，它這一變化看起來很正常。
天體物理學家Marcus Lower解釋說：“J0908是射電天文學家所說的‘年輕的脈衝星’。在這些脈衝星上發生過多次的突快現象，並且具有不穩定的自旋週期，這些自旋週期在幾年內可能會變化數十到數百毫秒。目前尚不清楚它們自旋週期的穩定性是否與它們的突快現象出現頻率有關。這種突快現象與脈衝星中出現的使自轉率下降的突快現象類似。”
這些類似的脈衝星突快現象大約每6到25年發生一次，因此脈衝星J0908在過往中可能已經出現過多次突快，而我們對其展開的長期觀察可能發生在上次突快之後。不過，並不是所有的脈衝星都會出現類似的突快現象。比如說，名叫船帆（Vela）的脈衝星每三年就會出現一次突快。天文學家發現船帆脈衝星的自轉速度在發生突快之前逐漸減慢，之後又恢復到正常速度。
事實上，脈衝星J0908的突快現象是在我們密切關注後才發生的，因此研究小組無法確定突快前後發生了什麼；但是他們沒有觀察到脈衝星自轉速率下降或自轉速率恢復的現象。自轉速率的恢復並不是確定的，可能需要花費一些時間，這些現象都是很正常的。不尋常的是這顆恆星漫長的觀測歷史。天體物理學家Marcus Lower：“這提供了一個極好的記錄，記錄了恆星在發生突快現象前的情況，科學家們可以以此來判斷脈衝星現在情況的是否存在異常。當然，我們觀察到的脈衝星越多，我們就越能理解突快這種現象。我們所觀測到的每一次突快都為進一步瞭解其背後原因提供幫助。例如，我們還不知道是否所有的脈衝星都會出現突快現象。因此，發現新的脈衝星突快現象有助於我們瞭解中子星中的突快現象普遍程度。對於突快現象在脈衝星的長期自轉演化中所起的作用，存在一些爭論，特別是針對脈衝星自轉突然減速或者不夠快的現象是否因突快現象引起。為了找到這些問題的答案，我們需要觀測大量的脈衝星樣本來得出結論。”
脈衝星J0908再次出現突快現象可能還需要一段時間，但對這顆恆星的研究還有很多。比如任何突快現象後的異常，恢復到正常情況需要多長時間，以及突快後是否會產生任何長期的變化。
脈衝星（源於類星體中的脈衝和-ar）是一顆強磁化的旋轉中子星，它從其磁極發射電磁輻射光束。只有當發射光束指向地球時才能觀察到這種輻射（就像只有當光線指向觀察者的方向時才能看到燈塔一樣），並對發射脈衝的出現負責。中子星非常稠密，有很短的、規則的旋轉週期。這就產生了一個非常精確的脈衝間隔，對於單個脈衝星來說，脈衝間隔從毫秒到秒不等。脈衝星是超高能宇宙射線的候選源之一（另見離心加速機制）。
脈衝星的週期使它們成為天文學家非常有用的工具。利用脈衝星在二元中子星系統中的觀測，間接證實了引力輻射的存在。
中子星是一顆巨大恆星的坍縮核心，在坍縮之前，它的總質量在10到29個太陽質量之間。中子星是最小、密度最大的恆星，不包括黑洞、假想的黑洞、夸克星和奇異星。中子星的半徑約為10公里（6.2英里），質量約為1.4個太陽質量。它們是由一顆大質量恆星的超新星爆炸，加上引力坍縮造成的，這種坍縮將核心壓縮到超過白矮星密度的原子核密度。
一旦形成，它們就不再活躍地產生熱量，並隨著時間的推移而冷卻；然而，它們仍可能通過碰撞或吸積而進一步演化。這些天體的大多數基本模型暗示中子星幾乎全部由中子組成（亞原子粒子沒有淨電荷，質量略大於質子）；正常物質中的電子和質子結合在中子星的條件下產生中子。中子星部分地被中子簡併壓所支撐以防止進一步的坍縮，正如白矮星被電子簡併壓所支撐以防止坍縮一樣，這種現象由泡利排斥原理描述。
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