太陽對脈衝星觀測有顯著影響。它會導致脈衝到達時間的延遲（沙皮羅延遲），並增加脈衝星的色散度量和旋轉度量，當視線穿過太陽附近時。因此，可以透過脈衝星觀測來研究太陽和太陽風，但同時在脈衝星計時方法中預測脈衝到達時間時也需要考慮這些因素。
最簡單的模型，它被用於標準的脈衝星計時軟體包（如tempo和tempo2）中，是假設太陽風在時間上是恆定的並且是球對稱的。
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 }
對太陽風物理學的回顧可以從Schwenn (1996) 中獲得。通常將其近似為有兩個部分。一部分是準靜態的，並且與太陽一起自轉。第二部分是瞬變的，具有從幾小時到幾天的時標（這些瞬變事件包括日冕物質拋射）。You et al. (2007) 展示瞭如何對準靜態部分進行建模。這部分被分為兩個部分：“快速”和“慢速”。
慢速風起源於太陽的低緯度或中緯度。You et al. (2007) 將慢速風中的電子密度建模為
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}}
在距離 R ⊙ {\displaystyle R_{\odot }}
快速風起源於具有開放磁場幾何形狀的區域，稱為“冕洞”。Guhathakurta & Fisher (1995 , 1998 ) 表明快速風中的電子密度大約為
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}}
在距離 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)
