脈衝星和中子星/相關天體
許多天體（可能）與脈衝星沒有直接關係，但要麼是在脈衝星巡天中發現的（例如快速射電暴；FRBs），要麼具有一些相似之處（例如脈衝褐矮星），因此，被脈衝星天文學家研究。
快速射電暴 (FRBs) 最初是由 Lorimer 等人 (2007) 發現的。它們非常明亮（~Jy 峰值通量密度），持續時間很短（毫秒級），單個脈衝，其色散度量似乎將源定位在銀河系之外。最近對初始發現（儲存在檔案 SMC021_00861 中）進行的重新處理如圖所示。x 軸只是時間。y 軸是觀測頻率，灰度表示訊號強度。請注意，此資料集是使用 1 位取樣記錄的，因此訊號要麼是黑色（高於閾值），要麼是白色（低於閾值）。圍繞 1500 MHz 的水平線是 RFI 訊號。FRB 是從圖底部到頂部的那條曲線。脈衝後的“白色”區域是由用於確保 1 位數字化儀不飽和的電平設定程式引起的。
隨後的發現已在 Thornton 等人 (2013)、Burke-Spolaor & Bannister (2014) 和 Spitler 等人 (2014) 的論文中描述。
下表（最初基於 此頁）列出了目前已知的 FRBs
| 名稱 | 色散 度量 (cm-3pc) |
赤經 | 赤緯 | UTC | 望遠鏡 | 年份 | 參考文獻 |
|---|---|---|---|---|---|---|---|
| 010621 | 746 | 18:52 | -08:29 | 13:02:10.795 | 帕克斯 | 2011 | [1] |
| 010724 | 375 | 01:18 | -75:12 | 19:50:01.630 | 帕克斯 | 2007 | [2] |
| 010125 | 790 | 19:06 | -40:37 | 00:29:13.230 | 帕克斯 | 2014 | [3] |
| 110220 | 944 | 22:34 | -12:24 | 01:55:48.957 | 帕克斯 | 2013 | [4] |
| 110627 | 723 | 21:03 | -44:44 | 21:33:17.474 | 帕克斯 | 2013 | [5] |
| 110703 | 1104 | 23:30 | -02:52 | 18:59:40.591 | 帕克斯 | 2013 | [6] |
| 120127 | 553 | 23:15 | -18:25 | 08:11:21.723 | 帕克斯 | 2013 | [7] |
| 121002 | 1629 | 18:14 | -85:11 | 13:09:18.402 | 帕克斯 | 2013 | [8] |
| 121102 | 557 | 05:32 | +33:05 | 06:35:53.243 | 阿雷西博 | 2014 | [9] |
| 131104 | 779 | 06:44 | -51:16 | 18:04:01.200 | 帕克斯 | 2014 | [10] |
| 140514 | 562 | 22:34 | -12:18 | 17:14:11.06 | 帕克斯 | 2014 | [11] |
確實存在一些關於 FRB 起源於銀河系的模型（提供參考文獻），但大多數理論工作都集中在河外源（提供參考文獻）上。
Burke-Spolaor 等人 (2011) 描述了一個與 FRB 在（某些）特徵方面類似的源，但似乎起源於地球。這些被稱為佩裡頓。這些後來被證明是由帕克斯站點的微波爐引起的。
一些超冷矮星被觀測到有強烈的無線電耀斑，這些耀斑可能是週期性的。Hallinan 等人 (2006) 研究了 TVLM 513-46546，發現持續的、週期性的無線電輻射，週期約為 2 小時，這與對矮星自轉週期的估計一致。無線電輻射表明高溫和圓偏振。他們得出結論，輻射很可能是來自磁極上方的相干電子迴旋激射輻射。