太阳对脉冲星观测有显著影响。它会导致脉冲到达时间的延迟（沙皮罗延迟），并增加脉冲星的色散度量和旋转度量，当视线穿过太阳附近时。因此，可以通过脉冲星观测来研究太阳和太阳风，但同时在脉冲星计时方法中预测脉冲到达时间时也需要考虑这些因素。
最简单的模型，它被用于标准的脉冲星计时软件包（如tempo和tempo2）中，是假设太阳风在时间上是恒定的并且是球对称的。
D M ⊙ [ c m − 3 p c ] = 4.85 × 10 − 6 n 0 θ sin θ {\displaystyle DM_{\odot }{\rm {[cm}}^{-3}{\rm {{pc]}=4.85\times 10^{-6}n_{0}{\frac {\theta }{\sin \theta }}}}}
其中 n 0 {\displaystyle n_{0}} -3 表示），而 θ {\displaystyle \theta }
对太阳风物理学的回顾可以从Schwenn (1996) 中获得。通常将其近似为有两个部分。一部分是准静态的，并且与太阳一起自转。第二部分是瞬变的，具有从几小时到几天的时标（这些瞬变事件包括日冕物质抛射）。You et al. (2007) 展示了如何对准静态部分进行建模。这部分被分为两个部分：“快速”和“慢速”。
慢速风起源于太阳的低纬度或中纬度。You et al. (2007) 将慢速风中的电子密度建模为
n e = 2.99 × 10 14 R ⊙ − 16 + 1.5 × 10 14 R ⊙ − 6 + 4.1 × 10 11 ( R ⊙ − 2 + 5.74 R ⊙ − 2.7 ) m − 3 {\displaystyle n_{e}=2.99\times 10^{14}R_{\odot }^{-16}+1.5\times 10^{14}R_{\odot }^{-6}+4.1\times 10^{11}(R_{\odot }^{-2}+5.74R_{\odot }^{-2.7}){\rm {m}}^{-3}}
在距离 R ⊙ {\displaystyle R_{\odot }}
快速风起源于具有开放磁场几何形状的区域，称为“冕洞”。Guhathakurta & Fisher (1995 , 1998 ) 表明快速风中的电子密度大约为
n e f a s t = 1.155 × 10 11 R ⊙ − 2 + 32.3 × 10 11 R ⊙ 4.39 + 3254 × 10 11 R ⊙ − 16.25 m − 3 {\displaystyle n_{e}^{\rm {fast}}=1.155\times 10^{11}R_{\odot }^{-2}+32.3\times 10^{11}R_{\odot }^{4.39}+3254\times 10^{11}R_{\odot }^{-16.25}{\rm {m}}^{-3}}
在距离 R ⊙ {\displaystyle R_{\odot }}
![{\displaystyle DM_{\odot }{\rm {[cm}}^{-3}{\rm {{pc]}=4.85\times 10^{-6}n_{0}{\frac {\theta }{\sin \theta }}}}}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/624e366e380775648fe70232c71eb537e39306cf)
