Sygnały radiowe pulsarów modulowane są w najdziwaczniejszy sposób. U pierwszego znanego pulsara (PSR B1919+21) obserwowany strumień radiowy oscyluje z okresem kilkukrotnie dłuższym od okresu rotacji gwiazdy, co objawia się w postaci pasm widocznych na rysunku (a) po lewej stronie (poruszając się w kierunku pionowym odwiedzamy kolejne pulsy, a na poziomej osi zaznaczono długość pulsu, czyli kąt obrotu pulsara; dane z Obserwatorium Arecibo, opublikowane w Prószynski & Wolszczan 1986). Na długości -27 widać gwałtowną zmianę fazy modulacji pulsu - ciemne obszary modulacji zamieniły się na jasne i vice versa.
W innych pulsarach modulacje przebiegają według innych dziwacznych reguł, a nierzadko dwa lub trzy "style pulsowania" (mody emisji) występują po sobie w jednym obiekcie. Na przykład w PSR B1237+25 (Hankins & Wright 1980) emisja pojawia się kolejno w różnych miejscach profilu - najpierw po lewej stronie, następnie po prawej, a w końcu w centrum profilu, przy czym cała sekwencja powtarza się wielokrotnie, aż do zmiany sposobu pulsowania, czyli zmiany modu emisji. W tym samym pulsarze na dłuższy czas zanika lub pojawia się emisja w wewnętrznych partiach profilu, a różne mody chętnie bywają rozdzielone przez zanik emisji (nulling), który trwa przez kilka obrotów gwiazdy. W tym pulsarze i w innych obserwuje się również krótkotrwałe zaniki emisji w postaci "wypadnięcia" pojedynczego pulsu.
Zasadnicze cechy opisanych zjawisk można wyjaśnić przy pomocy wiązki radiowej o z grubsza antysymetrycznej strukturze, pokazanej w górnym rzędzie rysunku (obszary jasne radiowo są szare; jest to widok wzdłuż osi wiązki, tzn. biegun magnetyczny znajduje się w centrum). Powolna rotacja wiązki wokół własnego centrum sprawia, że z każdym obrotem gwiazdy nasza linia widzenia przecina ją w innym miejscu, co generuje modulacje. Odcinki linii prostych pokazują kolejne ścieżki cięcia wiązki (odwiedzane wg rosnącego azymutu, który podano przy każdej linii). Różne przypadki (b,c,d) odpowiadają różnym stosunkom prędkości obrotu gwiazdy i dryfu wiązki. Odpowiadające tym cięciom modulacje pokazano w dolnym wierszu obrazka. Widać tam "skoki fazy modulacji" (b), sekwencję "lewo-prawo-środek" (c), zmianę modu pulsacji z peryferycznej na "pełnoprofilową" (d), oraz międzymodalny zanik emisji (d). Emisja zanikła też w piątym pulsie w przypadku (b) (jednopulsowy null). Przypadki (c) i (d) obserwujemy w jednym obiekcie (PSR B1237+25) co sugeruje, że zarówno kształt wiązki jak i tempo dryfu powoli zmieniają się.
Jedyny, od dawna znany mechanizm obrotu wiązki, o skali czasowej zgodnej z obserwacjami, to boczny dryf plazmy w skrzyżowanych polach elektrycznym i magnetycznym (dryf ExB). Geometrycznie wydedukowany, antysymetryczny układ jasnych pól we wiązce jest prowokująco podobny do teoretycznej struktury magnetosfery, w której wyróżniono dwa koncentryczne pierścienie (ostatnie otwarte i krytyczne linie pola magnetycznego), oraz dwa półkola ("korzystne" i "niekorzystne" półkole akceleracji na czapie polarnej). Niestety same półkola akceleracyjne raczej nie mogą dryfować (w najprostszym modelu zależą od orientacji krzywizny dipolowych linii sił względem osi rotacji gwiazdy), natomiast dryfująca nad nimi plazma zbyt szybko opuszcza magnetosferę, by zatoczyć nawet jeden krąg wokół magnetycznego bieguna. Interpretacja wiązki dodatkowo zagmatwana jest przez możliwą refrakcję jednego z modów promieniowania. Fizyczne pochodzenie antysymetrycznego układu jasnych pól we wiązce pozostaje
więc niejasne. Problem był badany przez Jarosława Dyksa z Centrum Astronomicznego im. M. Kopernika, PAN, a wyniki opublikowane w pracy Dyks (2022).
Dyks, J., 2022, Proc. IAU Symposium 363, ed. E. Troja & M. Baring,
astro-ph//2203.05572
Hankins, T.H., & Wright, G.A.E., 1980, Nature, 288, 681
Prószynski, M. & Wolszczan, A., 1986, ApJ, 307, 540
Srostlik, Z., & Rankin, J.M., 2005, MNRAS, 362, 1121
