脈衝星和中子星/望遠鏡和儀器的歷史
第一個脈衝星是偶然使用一個無線電望遠鏡陣列（稱為 4 英畝陣列）發現的，該陣列用於搜尋類星體。每天，望遠鏡訊號被記錄在幾捲紙上，然後由人工檢查。從那時起，技術已經進步；如今，超級計算機處理來自地球和太空一些最大和最先進的望遠鏡的脈衝星觀測資料。
蟹狀星雲脈衝星是研究最透徹的脈衝星之一。它最初是在使用 300 英尺的綠岸望遠鏡 (Staelin & Reifenstein 1968) 作為脈衝無線電源被探測到。可見光脈衝在一年後由 Cocke, Disney & Taylor (1969) 探測到。不久之後， Fritz 等人 (1969) 報告了在蟹狀星雲中探測到的第一個 X 射線脈衝。 Vasseur 等人 (1970) 使用一個氣球實驗，初步探測到來自蟹狀星雲脈衝星的脈衝伽馬射線輻射。使用切倫科夫成像方法觀察到來自蟹狀星雲和脈衝星的 TeV 伽馬射線 (Weekes 等人 1989)。蟹狀星雲脈衝星也已使用引力波望遠鏡 (Abbott 等人 2007)、宇宙射線探測器 (Wdowczyk & Wolfendale 1983) 以及作為可能的微中子源 (Aartsen 等人，2015) 進行研究。
最初發現脈衝星的陣列現在已不再使用。然而，喬德雷爾班克天文臺的洛弗爾望遠鏡 (1957) 以及帕克斯 (1962)、阿雷西博 (1960 年代初) 和南希 (1965) 望遠鏡，這些望遠鏡都是在發現第一個脈衝星之前建造的，至今仍活躍在脈衝星研究中，現在涉及全球大多數主要射電望遠鏡。相對較新的射電望遠鏡包括低頻望遠鏡，例如 LOFAR (例如， Fender 2007)、GMRT、默奇森寬視場陣列 (例如， Tremblay 等人 2015) 以及長波陣列 (Stovall 等人 2015)。在更高頻率下，莫朗格洛射電望遠鏡目前正在翻新，而 撒丁島射電望遠鏡 在 2011 年左右首次觀測到脈衝星。世界上最大的單碟射電望遠鏡（500 米口徑球面射電望遠鏡，FAST）目前正在中國組裝 (Peng 等人 2000)。預計該望遠鏡將在 2016 年開始觀測。
迄今為止， 射電天體物理學 是唯一參與脈衝星研究的空間射電望遠鏡 (Rudnitskiy、Mikhail & Vladimir 2014)，但許多其他空間望遠鏡在其他波段觀測脈衝星。例如，哈勃太空望遠鏡在可見光和紫外線下觀測脈衝星 (Percival 等人 1993)。X 射線望遠鏡 (例如， An 等人 2014 的 NuSTAR) 和伽馬射線望遠鏡 (例如， Thompson 等人 1994) 也已被用來探測和觀測脈衝星。高能輻射也可以使用地面探測器檢測，例如 VERITAS 陣列 (Aliu 等人 2015)。
望遠鏡也正在組合使用。例如， Galt 等人 (1970) 使用干涉儀觀測 PSR B0329+54。現在，脈衝星科學是甚長基線干涉測量 (VLBI) 網路的關鍵目標。 Kramer & Stappers (2010) 描述了歐洲大型脈衝星陣列 (LEAP) 專案，該專案將來自歐洲最大望遠鏡的資料結合起來。由 Deller 等人 (2011) 啟動了一個主要的 VLBA 脈衝星星族測量程式 PSRpi。不僅相同型別的望遠鏡被組合在一起使用，而且天文學家現在還進行協調的 X 射線、紫外線、可見光和無線電觀測 (例如， Bogdanov 等人 2015)。
使用射電望遠鏡的脈衝星研究新時代即將開始，並將使用平方公里陣列 (SKA；首次由 Wilkinson 1991 提出) 及其先驅望遠鏡，例如 MeerKAT 和 ASKAP。 Bell (2000) 和 Cordes 等人 (2004) 提供了關於 SKA 和其他新設施如何研究脈衝星的早期報告。最近，大量論文已經發表了關於 SKA 在脈衝星科學中的作用，正如 Kramer & Stappers (2015) 所總結的那樣。SKA 第 1 階段目前正在準備中。望遠鏡的低頻部分將在西澳大利亞使用孔徑陣列技術建造（孔徑陣列已由 van Bemmel 等人 2012 描述）。更高頻率的觀測將使用南非的干涉儀碟形陣列進行。
令人驚訝的是，許多古老的單碟射電望遠鏡仍然被用於尖端的脈衝星研究。這是因為這些望遠鏡的觀測能力一直在不斷升級。 Rayner & Witham (1973) 發表了對脈衝星儀器的早期回顧，描述了當時用於線上脈衝星搜尋的計算機硬體和軟體狀況。在 1982 年發現第一個毫秒脈衝星之後 (Backer 等人 1982)，對使用的硬體和軟體系統進行了更多更新。脈衝星訊號會受到訊號透過星際介質傳播的影響。為了抵消脈衝色散的影響，需要將傳入的資料分成大量的頻率通道。原則上可以完全消除色散影響的一種方法被稱為“相干色散”，但該方法需要對傳入資料進行快速取樣，並需要足夠的計算能力來處理資料。 Hankins、Stinebring & Rawley (1987) 演示了一個可以處理 2MHz 頻寬的即時相干色散系統。 Voute 等人 (2002) 報告了 PuMa 的設計，PuMa 是一種基帶重新編碼和數字濾波器組系統。該系統可以以基帶模式處理高達 20MHz 的頻寬，作為數字濾波器組處理 80MHz 的頻寬。 Karappusamy、Stappers & van Straten (2008) 描述了用於 Westerbork 的寬頻脈衝星機 (PuMa-II)，它可以處理 160MHz 的頻寬。現代相干色散系統可以處理多個 GHz 的頻寬。
後端開發部分是受新接收器系統的驅動。單畫素射電接收器變得更冷，能夠接收更寬的頻寬。然而，隨著望遠鏡變得越來越大，它們的波束變得越來越窄，因此對天空的任何特定調查都需要更長的時間才能完成。1996 年，帕克斯望遠鏡升級了一個 13 波束多波束接收器 (Staveley-Smith 等人 1996)。多波束接收器現在已在帕克斯和阿雷西博投入使用，一個 19 波束系統將很快安裝在 FAST 望遠鏡上。將來，脈衝星調查很可能使用焦平面陣列進行 (參見 Verheijen 等人 2008 和 Johnston 等人 2008)。
脈衝星觀測中產生的資料量一直很大，需要開發新的儲存和歸檔方法。脈衝星社群目前還沒有就脈衝星資料集的標準達成一致。Matsakis、Josties 和 Foster (1996) 首次呼籲建立國際脈衝星資料檔案，並建議使用 FITS 格式進行資料儲存，van Straten 等人 (2010) 隨後提出了 PSRFITS 檔案格式。然而，Lorimer 等人 (1998) 提出了一種不同的脈衝星資料儲存方法。Hobbs 等人 (2011) 描述了一個大型的 Parkes 脈衝星資料檔案（以 PSRFITS 格式儲存）。
射頻干擾 (RFI) 正在成為脈衝星觀測中越來越大的問題。Bell 等人 (2001) 提供了基帶資料，用於測試干擾抑制演算法。在不久的將來，該領域需要更多的研究。