脈衝星和中子星/脈衝星應用史
在第一個脈衝星發現後的第一年，Counselman & Shapiro (1968) 能夠指出脈衝星
... 可用於測試廣義相對論，研究太陽日冕，並確定地球軌道和曆書時。脈衝星的向量位置和橫向速度可以用射電干涉儀測量；結合脈衝到達時間資料，距離測定將得出平均星際電子密度。
雖然這已經非常完整了，但本節將展示現在已知的脈衝星天文學的更多應用。大多數脈衝星應用之所以可能，是因為脈衝非常規律，可以像時鐘的滴答聲一樣使用。脈衝星訊號最初從脈衝星發射出來，然後脈衝穿過星際介質，在那裡它們會分散和散射。訊號受銀河系磁場的影響。脈衝穿過太陽系，在那裡它們會受到太陽風和太陽引力場的影響。脈衝使用太空望遠鏡探測，或穿過地球大氣層使用地面探測器探測。透過在很長的時間跨度內或使用各種不同的望遠鏡研究脈衝，可以解開許多影響脈衝形狀和到達時間的現象。反過來，這使脈衝星天文學家能夠研究脈衝星、星際介質、銀河系磁場和太陽風。
使用脈衝星測試廣義相對論效應的首次提及由 霍夫曼 (1968) 出版。霍夫曼的工作考慮了地球的軌道運動和太陽的引力場如何影響脈衝星觀測。然而，直到 1975 年發現 [1] 第一個雙星系統 PSR B1913+16，才明白脈衝星天文學在引力理論研究中將發揮的重要作用。
大多數雙脈衝星的軌道可以用開普勒軌道力學很好地描述。然而，有一些系統，包括第一個脈衝星雙星系統，開普勒形式主義是不夠的。對於這些脈衝星，需要額外的引數來描述軌道。透過測量和研究這些引數，不僅可以模擬軌道，還可以測試不同的引力理論。迄今為止，使用原始雙星系統和最近的發現 (J0737-3039A/B [2])，沒有發現偏離廣義相對論的預測。
脈衝星-白矮星系統通常沒有雙中子星系統那麼相對論。然而，一些引力理論預測取決於軌道物體之間兩個質量差的效應（參見例如，Thibault & Esposito-Farese 1996）。Freire 等人 (2012) 提供了一個使用脈衝星-白矮星系統 (PSR J1738+0333) 的長時間脈衝星計時資料集來測試理論的例子。
我們現在知道許多脈衝星與另一箇中子星或白矮星一起執行。現代脈衝星研究的主要目標之一是找到第一個圍繞黑洞執行的脈衝星。最近、超大質量黑洞位於我們銀河系的中心，人馬座 A*。劉等人 (2012) 描述了用脈衝星探測人馬座 A* 的時空的前景。然而，人們也希望發現一個圍繞恆星質量黑洞執行的脈衝星。Laguna & Wolsczan (1997) 和 Wex & Kopeikin (1999) 描述瞭如果發現這種系統，可以進行的分析方法和研究型別。
從它的名字來看，人們會期望牛頓的引力常數 G 實際上是常數。但這並沒有阻止天文學家試圖使用脈衝星觀測來限制其可能的變化。Damour、Gibbons & Taylor (1988) 展示瞭如何使用雙脈衝星進行限制。 Thorsett (1996) 展示瞭如何測量脈衝星雙星中年輕和年老的中子星的質量來限制引力常數的變化。
使用脈衝星尋找和研究引力波的潛力由 Detweiler (1979) 描述（另見 Sazhin 1978）。迄今為止，還沒有檢測到，但已經進行了許多嘗試來尋找預期來自超大質量雙黑洞（例如，Wyithe & Loeb 2003 或 van Haasteren & Levin 2010）、宇宙弦（例如，Caldwell、Battye & Shellard 1996）或來自暴脹時期（例如，Krauss 1985）的引力波。未檢測到引力波導致了大量關於可以放置在其存在上的上限以及這些上限的含義的文獻。Jenet 等人 (2004) 進行了可以說是第一個引力波天體物理學，使用未檢測到引力波來排除假設的雙黑洞系統。Shannon 等人 (2013) 描述了來自脈衝星定時的引力波限制如何約束超大質量黑洞的演化。 Sampson、Cornish & McWilliams (2015) 展示了脈衝星資料如何約束對最後秒差距問題的解決方案。當然，脈衝星界希望真正檢測到引力波。如果檢測到明確的訊號，則可以測試廣義相對論的預測，並探測我們宇宙中超大質量雙黑洞系統。
現代天體物理學的主要目標之一是理解暗物質。脈衝星和地球之間視線上的任何未建模物質都會影響測量的脈衝到達時間。因此，使用脈衝星觀測對暗物質的存在進行了各種限制（例如，Larachenkova & Doroshenko 1995、Siegel、Hertzberg & Fry 2007、Khmelnitsky、Rubakov 2014 和 Clark、Lewis & Scott 2015）。
類似地，Hosokawa、Ohnishi & Fukushima (1999) 考慮了介入的恆星和 MACHO 的運動如何影響脈衝星計時殘差。
讓我們回到地球。時鐘和時間標準在我們生活的許多方面都至關重要——從衛星導航到電信系統。目前全球約 70 個時間實驗室為我們的國際時間標準提供輸入。我們上面已經注意到脈衝星訊號在某些方面類似於時鐘的滴答聲。脈衝星觀測可以用來尋找地面時間標準的不規則性，甚至可以與地面時鐘結合起來，以提供更穩定的時間標準嗎？Guinot & Petit (1991) 和 Petit & Tavella (1996) 討論了建立這種基於脈衝星的時間標準所面臨的挑戰。為了產生與原子鐘時間標準具有可比穩定性的基於脈衝星的時間標準，需要最穩定的脈衝星。第一個這樣的基於脈衝星的時間尺度由 Hobbs 等人 (2012) 提出。他們報告了脈衝星和地面時間標準之間可能存在一些偏差。目前仍在進行工作以證實或否認這些差異。
脈衝訊號通常高度偏振。 史密斯 (1968) 指出，觀察到的來自脈衝星的平面偏振無線電波的法拉第旋轉可以解釋為電離層和星際效應的組合。觀察到的旋轉取決於磁場強度，因此法拉第旋轉的觀測提供了研究我們銀河系磁場的一種方法。 埃克斯等 (1969) 使用船帆座脈衝星來確定獵戶座旋臂中銀河系磁場的經向分量。 韓、曼徹斯特和喬 (1999) 確定了我們銀河系英仙座旋臂中可能的磁場反轉。 韓等 (2006) 使用大量脈衝星觀測詳細研究了銀河系磁場。
阿姆斯特朗、科德斯和裡凱特 (1981) 提出了一項使用脈衝星進行星際介質電子密度不規則性的大規模研究。對於大多數脈衝星，已知一個屬性，即色散測量值。色散測量值是沿視線從脈衝星到地球的積分電子密度的測量值。如果知道脈衝星的距離，那麼這些測量值就可以用來測量該視線上的電子密度。此類測量值可用於開發電子密度模型（例如，參見 科德斯等人 1991 年），這反過來可以用來估計脈衝星距離。第一個主要模型由 泰勒和科德斯 (1993) 提出。最近，科德斯和拉齊奧 (2002) 對此進行了更新，他們開發了一個新的模型，用於描述銀河系中自由電子的銀河系分佈。
脈衝星色散測量值並非恆定。許多脈衝星的色散測量值會隨著時間的推移略有變化。 菲利普斯和沃爾斯奇茲 (1991) 描述瞭如何利用這種變化的觀測來研究星際介質的性質。
菲德勒等人 (1987) 透過觀測一個河外源，提供了第一個極端散射事件的觀測結果。據認為，該事件發生是因為高密度等離子體區域穿過被觀測源的視線。 馬伊蒂亞、勒斯特拉德和科尼亞德 (2003) 在毫秒脈衝星方向上探測到一個持續 3 年的極端散射事件。 科爾斯等人 (2015) 最近報道了更多此類事件。
斯廷布林等人 (2001) 提供了星際介質中離散散射結構的直接證據。此類散射結構的影響已由以下人員描述：
第一個經確認的太陽系外行星是在 1992 年使用脈衝星觀測發現的 (沃爾斯奇茲和弗雷爾 1992）。
脈衝星觀測已被用來探測我們太陽系的許多方面。
霍爾韋格 (1968) 首次描述瞭如何使用脈衝星觀測來研究太陽日冕。他們指出，由於日冕電子密度的變化，將觀察到脈衝到達時間波動。 考恩斯曼和蘭金 (1972) 透過 NP 0532 的掩星對太陽日冕進行了更詳細的研究。最近的研究同時考慮了太陽日冕的電子密度和磁場 (奧德、約翰斯頓和薩基西安 2007 和 斯米爾諾娃、查謝伊和希肖夫 2009）。
烏利亞諾夫等人 (2013) 建議使用脈衝星觀測研究地球電離層。
已經開發出提供太陽系天體位置隨時間變化的星曆錶。這些星曆錶利用了關於例如行星運動和質量的最佳可用資料，以及月球雷射測距實驗、已知日食時間以及更多資料集的輸入。正如 Champion 等人 (XX) 所述，脈衝星觀測可用於檢查星曆錶的預測。對於已知行星，還可以利用脈衝星來改進其質量測定。目前正在利用脈衝星來搜尋我們太陽系中目前未知的天體。
脈衝星天文學家通常假設天文臺的位置是已知的。但是，透過觀測足夠多的脈衝星，可以確定望遠鏡的位置（這裡脈衝星就像一個銀河系全球定位系統，GPS）。 伯恩哈特等人 (2011) 是目前正在研究使用脈衝星進行自主航天器導航的眾多團隊之一。
可以使用脈衝星計時方法確定脈衝星位置（這是基於黃道參考系）。還可以使用甚長基線干涉測量 (VLBI) 確定脈衝星位置，VLBI 使用國際天球參考系。透過比較使用這兩種方法確定的位置，可以確定代表這兩個參考系之間差異的角度。此類工作由 巴特爾等人 (1996) 提出。