脈衝星和中子星/觀測結果的歷史
有些脈衝星是最近才發現的，但其他脈衝星已經被觀測了幾十年。 Lyne 等人 (2015) 描述了蟹狀星雲脈衝星 45 年的旋轉，這幾乎佔了脈衝星整個生命週期的 5%。不出所料，這樣的資料集帶來了許多新發現。
觀測結果可以分為 1) 以前意想不到的全新發現，以及 2) 隨著儀器變得更加先進和資料集變得更長而逐漸改進的發現。
在發現脈衝星之後，人們認為它們是極其穩定的旋轉體。這種觀點在 1969 年被打破，當時 Vela 脈衝星突然比以前旋轉得更快 (Radhakrishnan & Manchester 1969 和 Reichley & Downs 1969)。這一結果是如此出乎意料，以至於參與其中的天文學家最初認為，這個現在被稱為“故障事件”的事件是由儀器故障引起的。現在，已知超過 300 個故障事件。這些事件主要發生在年輕的脈衝星中，但即使是毫秒脈衝星也被觀測到出現故障 (Cognard & Backer 2004)。不僅僅是射電脈衝星會發生故障。 Galloway, Morgan & Levine (2004) 提出了一顆從 Be 伴星吸積的中子星出現故障的證據。最近，在磁星中首次探測到反故障事件（其中恆星突然減速，而不是旋轉得更快）(Archibald 等人 2013)。
即使從最初的脈衝星發現開始，也很明顯，來自同一脈衝星的並非所有單個脈衝都相同。對蟹狀星雲脈衝星的第一次觀測令人困惑。脈衝星似乎沒有一個容易確定的旋轉週期。後來人們意識到，蟹狀星雲脈衝星是透過其巨脈衝被發現的——這些單個脈衝比平均脈衝亮得多。當發現蟹狀星雲的較弱但更常見的脈衝時，其旋轉週期終於變得清晰了。 Cognard 等人 (1996) 報道了來自毫秒脈衝星 B1937+21 的第一個巨脈衝。
有些脈衝可能比平均值亮得多，但其他脈衝似乎完全消失了。 Backer (1970) 提出了一種關於這種“空缺”現象的早期描述。 Bhat 等人 (2007) 提出了“選擇性空缺”現象，其中脈衝似乎在特定的觀測頻帶中消失。 Rankin & Wright (2008) 報道了 PSR J1819+1305，其空缺似乎是週期性的。
單個脈衝或單個脈衝的成分並不總是完美地對齊。相反，脈衝通常似乎在脈衝相位上漂移。這種被稱為“子脈衝漂移”的現象由 Backer 等人 (1970) 和 Cole (1970) 描述。子脈衝漂移現象並不一定恆定。 Edwards, Stappers & van Leeuwen (2003) 探測到 PSR B0320+39 的子脈衝漂移突然發生變化。
人們通常認為（或者也許希望）如果將足夠多的單個脈衝平均在一起，那麼得到的脈衝輪廓將是穩定的。在大多數情況下，這大致是正確的，但是 Lyne (1971) 表明，一些脈衝星的積分輪廓會突然發生變化，並稱之為“模式變化”。現在已知，在少數情況下，脈衝星發射會不可探測很長一段時間。這種脈衝星被稱為“間歇脈衝星”。 Kramer 等人 (2006) 報道了這種脈衝星 (PSR B1931+24 或 J1933+2421)，它可以探測到 5 到 10 天，然後完全關閉長達 35 天，然後再重新開啟。他們表明，自旋減速率在這兩種狀態之間發生了變化。 Hobbs, Lyne & Kramer (2010) 和 Lyne 等人 (2010) 研究了許多脈衝星的長期計時不規則性，並建議，在許多脈衝星中，發射和減速的這種狀態可能是可探測的。在一些脈衝星中，發射僅發生輕微變化，而在其他脈衝星中，它會完全關閉。這種變化被認為是由小行星遇到脈衝星引起的 (Brook 等人 2014)
平均脈衝輪廓提供了對脈衝星發射束一部分的表示。 Weisberg & Taylor (2002) 展示了他們如何利用 B1913+16 的測地自旋進動來繪製發射束形狀的二維圖。然後，脈衝發射穿過星際介質，最後在望遠鏡處被探測到。許多關於星際介質的研究來自對脈衝星動態頻譜的分析，其中脈衝強度顯示為時間和觀測頻率的函式。 Stinebring 等人 (2001) 首次決定對動態頻譜進行二維傅立葉變換，出乎意料地發現了微弱的散射事件，這些事件在“次級頻譜”中顯示為清晰的特徵。
人們認為脈衝星是旋轉驅動的還是吸積驅動的。標準射電脈衝星是旋轉驅動的，而 X 射線雙星處於吸積狀態。 Papitto 等人 (2014) 報道了首次發現毫秒脈衝星在旋轉驅動的射電脈衝星和吸積驅動的 X 射線源之間轉換。
所有脈衝星都是中子星嗎？答案取決於你對脈衝星的定義。 Hallinan (2007) 和 Hallinan 等人 (2007) 確定了來自超冷矮星的相干射電發射的週期性爆發，並表明該恆星具有許多類似於脈衝星的特性。類似地，Kellett 等人 詢問 CU Virginis 是否是第一個恆星脈衝星。
當首次發現脈衝星時，人們對其瞭解甚少。發現觀測通常會提供脈衝週期的估計、其色散度、觀測頻率下的近似通量密度以及一些關於脈衝形狀的資訊。隨著時間的推移，可以改進這些確定，還可以確定其他天體測量、脈衝或軌道引數。 Manchester, Taylor & Van (1974) 展示瞭如何測量脈衝星自行運動。第一個使用干涉儀獲得的脈衝星視差測量值 (Salter, Lyne & Anderson 1979)。視差提供了對脈衝星距離的測量。從距離和自行運動可以確定脈衝星的二維速度。請注意，一些脈衝星引數可能存在偏差。例如，Verbiest 等人 (2012) 討論了 Lunz-Kelker 偏差對脈衝星觀測的影響。
通常很容易確定脈衝星是否位於雙星系統中。對於大多數雙星系統，可以確定開普勒引數。對於一些高度相對論系統，也可以確定後開普勒引數。現在已經發現了具有有趣伴星的脈衝星。第一個脈衝星雙星系統現在被認為是雙中子星系統。 Fruchter, Stinebring & Taylor (1988) 確定 PSR B1957+20 是一顆位於食雙星系統中的毫秒脈衝星（伴星質量較低）。 Thorsett, Arzoumanian & Taylor (1993) 表明，球狀星團 M4 中的雙射電脈衝星 PSR B1620-26 具有一個行星伴星，使其成為三星系統。現在已知脈衝星圍繞其他中子星（在一個情況下，是另一個脈衝星）、白矮星、主序星和行星伴星執行。最近發現了一個三星系統。
我們對脈衝星瞭解的大多數增量改進都記錄在星表中。下面列出了最常用的星表。
- EGRET 高能伽馬射線源的第二份星表由 Thompson 等人 (1995) 釋出。
- 第三份 EGRET 星表由 (Hartman 等人 1999) 提出。
- Muno 等人 (2003) 提出了一份針對銀河系中心的錢德拉 X 射線點源深空星表。
- Manchester 等人 (2005) 公佈了 ATNF 脈衝星星表，該星表現在已經發展到包含超過 2500 顆脈衝星。
- 第一份費米伽馬射線源清單由 Abdo 等人 (2009) 使用三個月的觀測結果提出。
- Espinoza 等人 (2011) 提出了一項對 315 個故障事件的研究。
- Olausen & Kaspi (2014) - 麥吉爾磁星星表
- Acero 等人 (2015) - 費米大面積第三源目錄