脈衝星和中子星/資料處理史
進行觀測是為了研究已知的脈衝星或尋找新的脈衝星。
大多數（但不是全部）脈衝星是使用射電望遠鏡發現的。第一個脈衝星是偶然發現的，但最近的發現需要大量的觀測時間，PB 級的儲存資料和主要的**高效能計算**系統。為了探測快速旋轉的脈衝星，需要以儘可能快的取樣速度記錄來自望遠鏡的訊號。現代巡天通常以約 50μs 的取樣時間記錄資料。還需要記錄大量頻率通道。然後，需要嘗試識別資料中的脈衝星訊號。脈衝星搜尋通常基於搜尋週期性脈衝訊號和/或搜尋單個亮脈衝。一個早期的搜尋方法由Hamilton 等人 (1973)提出，但許多演算法更新已被建議（例如，Schwarzenberg-Czerny 1996，Ransom, Eikenberry & Middleditch 2002，Allen, Papa & Shutz 2002）。Cordes & McLaughlin (2003)討論了在脈衝星資料中檢測快速射電暴事件的方法。
脈衝星搜尋演算法會生成脈衝星候選者。其中一些候選者是由統計波動產生的，其他候選者來自 RFI（一種處理 RFI 的方法，在脈衝星搜尋中，由Eatough, Keane & Lyne 2009提出）。因此，通常很難從候選者中選擇真正的脈衝星。 Rosen 等人 (2010)描述了一個外聯專案，其中高中生搜尋脈衝星並學習分析天文資料。第一個使用全球志願計算發現的脈衝星由Knispel 等人 (2010)報道。 Eatough 等人 (2010)描述瞭如何使用人工神經網路對脈衝星候選者進行排名。
一旦發現脈衝星，就會對其進行詳細研究。脈衝星的基本特性之一是它的脈衝形狀，但要獲得正確的脈衝輪廓，需要校準資料。 Johnston (2002)演示瞭如何校準使用單碟望遠鏡對脈衝星進行的觀測，隨後van Straten (2006)進行了後續研究。 Karastergiou & Johnston (2006)演示瞭如何獲得絕對偏振位置角。Dai 等人 (2015)對使用先進方法的毫秒脈衝星輪廓進行了最近的研究。
可以透過脈衝輪廓確定脈衝星在特定觀測頻帶中的通量密度的測量值。觀測到的脈衝通量密度隨時間和頻率而變化，這是由於固有的變化性，但也由於星際介質中的閃爍。第一個脈衝星的動態頻譜（其中脈衝通量密度被繪製為頻率和時間的函式）由Huguenin & Taylor (1969)獲得。 Stinebring 等人 (2001)演示瞭如何處理動態頻譜以識別星際介質中的非常小的特徵。
"脈衝星計時"方法用於研究脈衝星的長期旋轉行為。對脈衝預計到達望遠鏡的時間進行模型預測。將這些預測與脈衝到達時間的實際測量值進行比較（參見Pennucci, Demorest & Ransom 2014對測量這些到達時間的一種現代方法的描述）。射電脈衝星觀測是使用地球表面的望遠鏡進行的。因此，測量的脈衝到達時間受地球的自轉和繞太陽的運動的影響。因此，測量的到達時間被引用到太陽系質心，然後進行分析。
脈衝星計時方法的第一次重大更新是在"發現一顆雙星系統中的脈衝星"由 Hulse & Taylor (1975) 發現之後。來自雙星脈衝星的測量的脈衝到達時間受脈衝星的軌道運動的影響，在預測到達時間時必須考慮這一點。 Blandford & Teukolsky (1976)描述了分析來自相對論雙星脈衝星的脈衝到達時間的數學形式。該模型仍在使用，並在現代脈衝星計時軟體包中被稱為 BT 雙星模型。 Backer & Hellings (1986)描述了在分析脈衝星訊號時考慮相對論效應的技術。脈衝星計時方法不僅適用於射電脈衝星。 Deeter, Boynton & Pavdo (1981)展示了對武仙座 X-1 進行脈衝計時分析的結果。
也許對脈衝星計時方法的最大變化是在發現第一顆毫秒脈衝星之後。要以微秒（或更低）精度和準確度計時脈衝星，需要新的時間標準，將新的物理影響納入計時模型，以及更好的太陽系星曆。 Blandford, Romani & Narayan (1984)描述了此類毫秒脈衝星的到達時間分析。 Fairhead (1990)使用對 PSR B1937+21 的觀測來證明不同太陽系星曆和 TT-TB 時間轉換的影響，並指出在將來自不同計時程式的結果用於天體測量目的時，必須格外小心。 Foster (1996)討論了脈衝星計時可以達到的基本精度。
隨著在球狀星團中發現脈衝星 (Blandford, Romani & Appelgate 1987)，圍繞主序星 (Wex 1998) 執行，或者有行星系統 (Konacki, Maciejewski & Wolszczan 2000)，計時軟體需要進行開發。 Freire 等人 (2009)展示了一種分析和研究雙脈衝星系統中無線電發射的新方法。
脈衝星計時陣列專案的出現要求脈衝星計時程式在 100 納秒的水平上考慮所有物理影響，並且能夠同時處理和分析多個脈衝星。這導致了 TEMPO2 軟體包的開發 (Hobbs, Edwards & Manchester 2006 和 Edwards, Hobbs & Manchester 2006)，該軟體包基於原始 TEMPO 軟體。貝葉斯分析方法現在正在脈衝星計時方法中佔據一席之地。這些方法最初來自貝葉斯嘗試搜尋引力波，但正在迅速成為標準脈衝星計時專案的潮流。McHugh 等人 (1996)展示了使用脈衝星計時對引力波背景進行上限估計的第一次貝葉斯嘗試。 van Haasteren 等人 (2009)開發了一種貝葉斯演算法，用於使用脈衝星資料搜尋引力波背景訊號。這些工作最終導致了 temponest - tempo2 的貝葉斯擴充套件 Lentati 等人 (2014)。
隨著脈衝星資料計時資料集的長度增加，很明視訊記憶體在著無法解釋的計時噪聲。研究計時噪聲需要越來越先進的時間序列分析方法。 Deshpande, Alessandro & McCulloch (1996)使用 CLEAN 方法對脈衝星資料進行功率譜分析。最近，Coles 等人 (2011)使用全域性最小二乘擬合方法來解釋未建模的紅噪聲，從而確定脈衝星引數或測量功率譜。