Pulsarai buvo atrasti 1967-aisiais. Britanijoje Mulardo radijo astronomijos observatorijoje buvo įrengtas Tarpplanetinio mirgėjimo masyvas („Interplanetary Scintillation Array“), skirtas netvarkingos radijo spinduliuotės, sklindančios iš kosmoso, stebėjimams. Žiūrėdami į kilometrus masyvo detektorių duomenų, du mokslininkai – doktorantė Jocelyn Bell ir jos vadovas, masyvo sumanytojas Antony Hewishas, aptiko vieną pasikartojantį signalą. Tam tikroje dangaus vietoje, 19 val. 19 min. ilgumos (tiksliau sakant, rektascencijos – tai kaip ilguma, tik matuojama nuo dangaus taško, kuriame Saulė būna per pavasario lygiadienį, ir dalinant dangaus skliautą ne į 360 laipsnių, o į 24 valandas) ir 21 laipsnis šiaurės platumos (tiksliau, deklinacijos), buvo spinduliuotės šaltinis, kuris sužibdavo tiksliai kas 1,3373 sekundės, o žybsnis trukdavo tiksliai 0,04 sekundės.
Tai buvo pirmas toks tikslus ir taip tiksliai pasikartojantis signalas, taigi atradėjai nežinojo, kas jį galėtų sukelti. Pusiau juokais, pusiau rimtai pažymėjo jį santrumpa LGM-1. Santrumpa reiškia „Little Green Men“ (liet. maži žali žmogeliukai), suprask, nežemiška gyvybė. Bet šis paaiškinimas netrukus atmestas, o jo vietoje atsirado kitas, teisingas – LGM-1 yra greitai besisukanti neutroninė žvaigždė.
Neutroninė žvaigždė – tai viena galima žvaigždės evoliucijos pabaiga. Žvaigždės, kurių masė gyvenimo pradžioje viršija 8 Saulės mases, gyvenimus baigia supernovų sprogimais. Sprogimas įvyksta dėl to, kad žvaigždės branduolys staigiai kolapsuoja (sukrenta į save) ir atiduoda į aplinką labai daug energijos; tą energiją sugėrę išoriniai žvaigždės sluoksniai išsilaksto kas sau milžiniškais greičiais.
Branduolį gali ištikti vienas iš dviejų likimų: arba kolapsas sustoja, kol branduolio spindulys netapo mažesnis už įvykių horizonto spindulį, arba nesustoja. Jei kolapsas nesustoja, žvaigždės branduolys pasislepia po įvykių horizontu, iš jo nebegali ištrūkti net šviesa, ir susiformuoja juodoji skylė. Bet kolapso metu elektronai ir protonai susijungia ir virsta neutronais, o neutronai ima stumdytis tarpusavyje. „Stumdymasis“ protingai vadinasi „kvantinio išsigimimo slėgiu“ (angl. quantum degeneracy pressure) ir kyla dėl to, kad kvantinės mechanikos dėsniai neleidžia dviems neutronams užimti tos pačios vietos erdvėje. Taigi analogija su stumdymusi spūstyje visai tinkama. Kai kuriais atvejais šis slėgis gali nugalėti gravitaciją, traukiančią branduolį į vis mažesnį objektą, ir sustabdyti kolapsą. Tokiu atveju branduolys tampa neutronine žvaigžde. Taip atsitinka, jei pradinė žvaigždės masė neviršija maždaug 10 Saulės masių.
Neutroninės žvaigždės masė teoriškai gali būti nuo 1,4 iki 3 Saulės masių; praktikoje žinomų neutroninių žvaigždžių masės yra tarp 1,4 ir 2 Saulės masių, bet tai gali tiesiog reikšti, kad masyvesnės dar nėra atrastos.
Neutroninės žvaigždės spindulys yra labai mažas – vos porą kartų viršija tokios pat masės kūno įvykių horizonto spindulį. Pusantros Saulės masės kūno įvykių horizonto spindulys yra 4,5 km, taigi neutroninės žvaigždės – apie 10 km. Žvaigždės spindulys matuojamas šimtais tūkstančių kilometrų, jos branduolio – irgi. Visos žvaigždės bent šiek tiek sukasi, o kai besisukantis kūnas sumažėja, jis ima suktis greičiau (tą labai paprasta patikrinti: atsisėskite ant sukamos kėdės, pasiimkite į rankas du svorius, ištieskite jas ir paprašykite, kas kas nors įsuktų, o tada pritraukite rankas prie kūno). Taigi neutroninės žvaigždės paprastai sukasi labai greitai, kai kurios – net šimtus kartų per sekundę. Ties paviršiumi jų sukimosi greitis siekia nemenką šviesos greičio dalį. Panaši situacija įvyksta ir su magnetiniu lauku: tokį turi visos žvaigždės, o objektui traukiantis, magnetinio lauko stiprumas išauga. Tad ir magnetinis laukas neutroninėse žvaigždėse yra žymiai stipresnis, nei paprastose.
Sukimosi ašis ir magnetinio lauko ašis neutroninėje žvaigždėje paprastai nesutampa. Tai – nieko ypatingo; Žemėje jos irgi nesutampa, todėl kompasai rodo ne visai tiksliai į geografinę šiaurę. Žvaigždei sukantis aplink savo ašį, magnetinio lauko ašis brėžia kūgį danguje. Ir taip jau yra, kad pulsarai spinduliuoja stipriau išilgai magnetinio lauko ašies nei bet kuria kita kryptimi. Spinduliuotę sukelia elektringų dalelių – protonų ir elektronų, nesusijungusių į neutronus – judėjimas pulsaro magnetiniame lauke. Spinduliuotė sudaro kūgį aplink magnetinio lauko ašį, tad žvaigždei sukantis, spinduliuotė irgi sukasi tarsi kraipomas prožektorius. Jei kartais pulsaro magnetinė ašis atsisuka į mus, tai matome staigų spinduliuotės sustiprėjimą. Sustiprėjimų pasikartojimo dažnumas priklauso nuo pulsaro sukimosi periodo, o kiekvieno signalo trukmė – nuo spinduliuotės kūgio pločio.
Iš kur imasi energija spinduliavimui? Galimybės yra trys. Daugumoje izoliuotų pulsarų pagrindinis energijos šaltinis yra žvaigždės sukimasis aplink savo ašį. Laikui bėgant, žvaigždė lėtėja, o spinduliuotė silpnėja, kol per 10–100 milijonų metų išsijungia visai. Kitais atvejais žvaigždės magnetinis laukas yra toks stiprus, kad vien jo užtenka spinduliuotei sukurti ir energija imama iš čia; tokios neutroninės žvaigždės vadinamos magnetarais. Trečias atvejis pasireiškia tik dvinarėse sistemose – čia neutroninė žvaigždė gali siurbti medžiagą iš kompanionės ir taip gauti energijos spinduliuotei; tokios neutroninės žvaigždės paprastai matomos kaip rentgeno spindulius skleidžiantys pulsarai.
Dvinarėse sistemose esantys pulsarai gali būti panaudoti patikrinti bendrajai reliatyvumo teorijai. Pagal ją, dvi neutroninės žvaigždės ar kiti kompaktiški objektai, besisukantys vienas aplink kitą, po truputį praranda energiją ir judesio kiekio momentą dėl gravitacinių bangų spinduliuotės, taigi atstumas tarp jų mažėja. Jei vienas iš šių objektų yra pulsaras, galime labai tiksliai nustatyti jo orbitos periodą ir spindulį pagal tai, kaip kinta signalų atėjimo laikas. Kartais pulsaras spindulį į mus paskleidžia būdamas šiek tiek toliau, kartais – arčiau, kartais – judėdamas tolyn nuo mūsų, kartais – artyn. Žinodami, jog signalai paskleidžiami vienodais laiko intervalais, galime nustatyti, kiek skiriasi pulsaro padėtis ir greitis mūsų atžvilgiu ir taip išsiaiškinti, kokia yra jo orbita. Stebėdami tokią dvinarę sistemą ilgą laiką galime patikrinti, ar jos orbitos kitimas atitinka bendrosios reliatyvumo teorijos prognozes. Kol kas gaunami rezultatai – pavyzdžiui iš dvinario pulsaro PSR B1913+16 – prognozes atitinka idealiai.
O kaipgi su LGM-1? Dabar jis yra žinomas kitu identifikaciniu numeriu PSR J1921+2153 (Pulsating Source of Radio, Julijaus datos 2000-ųjų metų epochos koordinatė 19 val. 21 min. rektascencijos ir 21 laipsnis 53 min. deklinacijos) ir yra tiesiog pirmasis aptiktas iš jau daugiau nei tūkstančio žinomų pulsarų. Beveik visi žinomi pulsarai yra Paukščių Take; dar šiek tiek yra Magelano debesyse. Tolimesnėse galaktikose esančių pulsarų šviesa iki mūsų ateina pernelyg išblėsusi, kad juos pavyktų užfiksuoti, bet, žinoma, jų yra ir ten. Taigi nors tai nėra ateivių signaliniai švyturiai, bet fizikinis reiškinys įdomus.
