脈衝星和中子星/脈衝星發現史
大約在 1910 年，一顆白矮星，天狼星 B，被證明具有與我們的太陽相似的質量。從其已知的距離和光度來看，很明顯這顆恆星一定非常緻密，而且在當時看來是不可思議的。1931 年，錢德拉塞卡證明，任何白矮星都不能超過一個極限質量——大約 1.4 個太陽質量。
盧瑟福首先提出原子核由帶正電的質子和帶中性電荷的粒子組成。1932 年，查德威克發現了中子，幾年後，巴德和茲威基（1934 年）以及錢德拉塞卡（1935 年）表明，一個 1.4 個太陽質量天體的收縮只會因簡併中子氣體施加的內部壓力而停止。他們將由此產生的穩定恆星稱為中子星，並推測這種恆星是在超新星爆發期間形成的。當時，人們認為中子星太暗淡，無法探測到。帕奇尼（1967 年）和戈德（1968 年）描述了中子星的半徑約為 10 公里，表面磁場強度約為 ~1012高斯。他們注意到，如果這顆恆星在自轉，那麼由於強磁場，它會發射電磁波。
1967 年 4 月，什克洛夫斯基報道了一項關於天蠍座 XR-1 的研究。
By all its characteristics this model, obtained only from the analysis of the data of observations without any a priori hypothesis about the nature of the source, corresponds to a neutron star in a state of accretion.
就在這一年，第一個脈衝星也被探測到。
第一個脈衝星是 1967 年由喬斯林·貝爾·伯奈爾發現的，並由 休伊什等人（1967 年）發表。他們的論文的摘要如下：
Unusual signals from pulsating radio sources have been recorded at the Mullard Radio Astronomy Observatory. The radiation seems to come from local objects within the galaxy, and may be associated with oscillations of white dwarf or neutron stars.
這個第一個發現有兩個有趣的轉折。在 20 世紀 50 年代後期，一位訪客（沒有專業的天文學訓練）使用芝加哥大學的光學望遠鏡觀測了蟹狀星雲。她向當地的一位天文學家指出，她看到一個閃爍的光源，但她的觀察被簡單地視為“閃爍”而被忽視。也許她實際上是在觀察蟹狀星雲脈衝星的光學脈衝。第二個轉折是在 2007 年蒙特利爾的一次會議上提出來的。在這次會議上，查爾斯·西斯勒描述了他如何在美國阿拉斯加的一個偏遠前哨擔任美國空軍中士[1]。在這次會議上，他拿出了 1967 年的筆記，這些筆記顯示，他的軍用雷達裝置探測到了蟹狀星雲中的脈衝星。然而，直到很久以後他才瞭解到他所看到的究竟是什麼。
1974 年的諾貝爾物理學獎頒發給了安東尼·休伊什，“表彰他在脈衝星發現中作出的決定性貢獻”。
到 1968 年底，總共發現了 21 顆脈衝星。這些包括蟹狀星雲脈衝星 (科梅拉等人 1969 年) 和船帆座脈衝星（拉奇、沃恩和米爾斯 1968 年）。發現不斷湧現。到 1973 年底，人們已經發現了 100 多顆脈衝星。其中大多數是透過莫朗格洛、喬德雷爾班克和格林班克望遠鏡進行的大型巡天發現的。1974 年和 1975 年，阿雷西博望遠鏡被用來發現了 40 顆新脈衝星。這些樣本包括第一個雙星脈衝星 PSR B1913+16（J1915+1606）（霍爾斯和泰勒 1975 年）。這顆脈衝星的軌道週期為 0.3 天，對這顆脈衝星的觀測導致了對廣義相對論的檢驗，並證實了引力波的存在。1993 年的諾貝爾物理學獎頒發給了霍爾斯和泰勒。
for the discovery of a new type of pulsar, a discovery that has opened up new possibilities for the study of gravitation
脈衝星的發現仍在繼續。在 1982 年之前，總共發現了 326 顆脈衝星。這些樣本包括三個雙星脈衝星，以及 PSR J0525-6607 和 J2301+5852，它們是無法用射電望遠鏡探測到的脈衝星（現在被稱為反常 X 射線脈衝星；AXPs）。截至該日期，週期最短的脈衝星是蟹狀星雲脈衝星，它很年輕，脈衝週期為 33 毫秒。在 20 世紀 70 年代，射電源 4C21.53 一直是一個謎。行星際閃爍暗示它是一個緻密的射電源，很可能是一個脈衝星，但阿雷西博對該區域的巡天沒有發現任何這樣的脈衝星。貝克等人意識到，這個源仍然可能是一個脈衝星，但它的脈衝速率比早期巡天中探測到的要快。透過對阿雷西博進行更敏感的、對快速脈衝星更敏感的觀測，他們獲得了成功，並在 1982 年 11 月報告了第一個毫秒脈衝星，其脈衝週期為 1.6 毫秒。這個脈衝速率遠快於任何已知的脈衝星。到 20 世紀 80 年代末，人們已經發現了 450 多顆脈衝星，其中 7 顆的週期小於 10 毫秒。
1987 年，第一個球狀星團（M28）中的脈衝星 B1821-24A（J1824-2452A）被發現，緊隨其後（在 1988 年和 1989 年）是另外四個球狀星團脈衝星（在 M4、M5 和 NGC6440 中）。1983 年，第一個河外脈衝星 PSR B0529-66（J0529-6652）在大麥哲倫星雲中被發現。
20 世紀 90 年代，又發現了 300 多顆脈衝星。這些脈衝星包括沃爾茲錢等人發現的 PSR B1237+12（J1300+1240），這導致了第一個太陽系外行星的發現，以及在球狀星團 47 船尾座中發現了 12 顆脈衝星，以及 41 顆雙星脈衝星，包括 PSR J0437-4715，它是最亮的毫秒脈衝星 (約翰斯頓等人 1993 年)。在 90 年代末，在帕克斯天文臺安裝了多波束接收器系統，這導致了帕克斯多波束脈衝星巡天，發現了 800 多顆脈衝星。多波束接收器也用於帕克斯高緯度巡天，該巡天在 2003 年發現了 PSR J0737-3039A，它是迄今為止最相對論的脈衝星，也是第一個被發現繞另一個可探測脈衝星（PSR J0737-3039B）執行的脈衝星。
楊、曼徹斯特和約翰斯頓（2000 年）報道了一個週期為 8 秒的射電脈衝星。第一個雙脈衝星系統是由 萊恩等人（2004 年）報道的。蘭索姆等人（2005 年）在球狀星團 Terzan 5 中報道了 21 顆毫秒脈衝星。這個星團也導致了迄今為止自轉最快的脈衝星的發現 (赫塞爾斯等人 2006 年)。蘭索姆等人（2014 年）報道了在一個三星系統中發現了一個毫秒脈衝星。
脈衝星巡天也導致了意外的發現。例如，對 2001 年帕克斯射電望遠鏡拍攝的檔案資料的重新處理，導致探測到一個明亮的（30 焦耳）彌散射電爆發（洛裡默等人）。這種爆發現在被稱為快速射電暴（FRB），其起源仍然未知。
大多數脈衝星搜尋都基於尋找脈衝發射。但是，人們也使用射電連續譜影像來搜尋脈衝星。例如，德布魯克透過尋找超陡譜射電源來搜尋高紅移射電星系，並注意到最陡的源是極好的銀河脈衝星候選者）。阿夫拉緬科、伊利亞索夫和波塔波夫（2000 年）在關於脈衝星的討論中也提到了這種搜尋。
當然，並非所有脈衝星巡天都取得了成功，有些方法目前對於現有的望遠鏡來說是不切實際的。例如，莫勒拉奇和魯萊特（1997 年）考慮了在微透鏡巡天中尋找脈衝星的可能性。人們也多次嘗試在銀河系中心附近（例如，參見 [2]）或在特定的超新星遺蹟（例如 SNR1987A；參見 志賀山等人 1987 年 和 柯蒂斯、肯尼爾、福勒 1987 年）中尋找脈衝星。愛德華茲、範斯特拉滕和貝勒斯（2001 年）在球狀星團中沒有成功地尋找亞毫秒脈衝星。巴特等人（2011 年）未能找到任何脈衝星或瞬變源在 M33 中。對脈衝星的種群研究表明，在我們銀河系中可能探測到的脈衝星超過 105 個。隨著新一代望遠鏡的出現，我們也將能夠在遙遠的星系中找到脈衝星。還有很多脈衝星等待發現！