脉冲星和中子星/脉冲星应用史
在第一个脉冲星发现后的第一年，Counselman & Shapiro (1968) 能够指出脉冲星
... 可用于测试广义相对论，研究太阳日冕，并确定地球轨道和历书时。脉冲星的矢量位置和横向速度可以用射电干涉仪测量；结合脉冲到达时间数据，距离测定将得出平均星际电子密度。
虽然这已经非常完整了，但本节将展示现在已知的脉冲星天文学的更多应用。大多数脉冲星应用之所以可能，是因为脉冲非常规律，可以像时钟的滴答声一样使用。脉冲星信号最初从脉冲星发射出来，然后脉冲穿过星际介质，在那里它们会分散和散射。信号受银河系磁场的影响。脉冲穿过太阳系，在那里它们会受到太阳风和太阳引力场的影响。脉冲使用太空望远镜探测，或穿过地球大气层使用地面探测器探测。通过在很长的时间跨度内或使用各种不同的望远镜研究脉冲，可以解开许多影响脉冲形状和到达时间的现象。反过来，这使脉冲星天文学家能够研究脉冲星、星际介质、银河系磁场和太阳风。
使用脉冲星测试广义相对论效应的首次提及由 霍夫曼 (1968) 出版。霍夫曼的工作考虑了地球的轨道运动和太阳的引力场如何影响脉冲星观测。然而，直到 1975 年发现 [1] 第一个双星系统 PSR B1913+16，才明白脉冲星天文学在引力理论研究中将发挥的重要作用。
大多数双脉冲星的轨道可以用开普勒轨道力学很好地描述。然而，有一些系统，包括第一个脉冲星双星系统，开普勒形式主义是不够的。对于这些脉冲星，需要额外的参数来描述轨道。通过测量和研究这些参数，不仅可以模拟轨道，还可以测试不同的引力理论。迄今为止，使用原始双星系统和最近的发现 (J0737-3039A/B [2])，没有发现偏离广义相对论的预测。
脉冲星-白矮星系统通常没有双中子星系统那么相对论。然而，一些引力理论预测取决于轨道物体之间两个质量差的效应（参见例如，Thibault & Esposito-Farese 1996）。Freire 等人 (2012) 提供了一个使用脉冲星-白矮星系统 (PSR J1738+0333) 的长时间脉冲星计时数据集来测试理论的例子。
我们现在知道许多脉冲星与另一个中子星或白矮星一起运行。现代脉冲星研究的主要目标之一是找到第一个围绕黑洞运行的脉冲星。最近、超大质量黑洞位于我们银河系的中心，人马座 A*。刘等人 (2012) 描述了用脉冲星探测人马座 A* 的时空的前景。然而，人们也希望发现一个围绕恒星质量黑洞运行的脉冲星。Laguna & Wolsczan (1997) 和 Wex & Kopeikin (1999) 描述了如果发现这种系统，可以进行的分析方法和研究类型。
从它的名字来看，人们会期望牛顿的引力常数 G 实际上是常数。但这并没有阻止天文学家试图使用脉冲星观测来限制其可能的变化。Damour、Gibbons & Taylor (1988) 展示了如何使用双脉冲星进行限制。 Thorsett (1996) 展示了如何测量脉冲星双星中年轻和年老的中子星的质量来限制引力常数的变化。
使用脉冲星寻找和研究引力波的潜力由 Detweiler (1979) 描述（另见 Sazhin 1978）。迄今为止，还没有检测到，但已经进行了许多尝试来寻找预期来自超大质量双黑洞（例如，Wyithe & Loeb 2003 或 van Haasteren & Levin 2010）、宇宙弦（例如，Caldwell、Battye & Shellard 1996）或来自暴胀时期（例如，Krauss 1985）的引力波。未检测到引力波导致了大量关于可以放置在其存在上的上限以及这些上限的含义的文献。Jenet 等人 (2004) 进行了可以说是第一个引力波天体物理学，使用未检测到引力波来排除假设的双黑洞系统。Shannon 等人 (2013) 描述了来自脉冲星定时的引力波限制如何约束超大质量黑洞的演化。 Sampson、Cornish & McWilliams (2015) 展示了脉冲星数据如何约束对最后秒差距问题的解决方案。当然，脉冲星界希望真正检测到引力波。如果检测到明确的信号，则可以测试广义相对论的预测，并探测我们宇宙中超大质量双黑洞系统。
现代天体物理学的主要目标之一是理解暗物质。脉冲星和地球之间视线上的任何未建模物质都会影响测量的脉冲到达时间。因此，使用脉冲星观测对暗物质的存在进行了各种限制（例如，Larachenkova & Doroshenko 1995、Siegel、Hertzberg & Fry 2007、Khmelnitsky、Rubakov 2014 和 Clark、Lewis & Scott 2015）。
类似地，Hosokawa、Ohnishi & Fukushima (1999) 考虑了介入的恒星和 MACHO 的运动如何影响脉冲星计时残差。
让我们回到地球。时钟和时间标准在我们生活的许多方面都至关重要——从卫星导航到电信系统。目前全球约 70 个时间实验室为我们的国际时间标准提供输入。我们上面已经注意到脉冲星信号在某些方面类似于时钟的滴答声。脉冲星观测可以用来寻找地面时间标准的不规则性，甚至可以与地面时钟结合起来，以提供更稳定的时间标准吗？Guinot & Petit (1991) 和 Petit & Tavella (1996) 讨论了建立这种基于脉冲星的时间标准所面临的挑战。为了产生与原子钟时间标准具有可比稳定性的基于脉冲星的时间标准，需要最稳定的脉冲星。第一个这样的基于脉冲星的时间尺度由 Hobbs 等人 (2012) 提出。他们报告了脉冲星和地面时间标准之间可能存在一些偏差。目前仍在进行工作以证实或否认这些差异。
脉冲信号通常高度偏振。 史密斯 (1968) 指出，观察到的来自脉冲星的平面偏振无线电波的法拉第旋转可以解释为电离层和星际效应的组合。观察到的旋转取决于磁场强度，因此法拉第旋转的观测提供了研究我们银河系磁场的一种方法。 埃克斯等 (1969) 使用船帆座脉冲星来确定猎户座旋臂中银河系磁场的经向分量。 韩、曼彻斯特和乔 (1999) 确定了我们银河系英仙座旋臂中可能的磁场反转。 韩等 (2006) 使用大量脉冲星观测详细研究了银河系磁场。
阿姆斯特朗、科德斯和里凯特 (1981) 提出了一项使用脉冲星进行星际介质电子密度不规则性的大规模研究。对于大多数脉冲星，已知一个属性，即色散测量值。色散测量值是沿视线从脉冲星到地球的积分电子密度的测量值。如果知道脉冲星的距离，那么这些测量值就可以用来测量该视线上的电子密度。此类测量值可用于开发电子密度模型（例如，参见 科德斯等人 1991 年），这反过来可以用来估计脉冲星距离。第一个主要模型由 泰勒和科德斯 (1993) 提出。最近，科德斯和拉齐奥 (2002) 对此进行了更新，他们开发了一个新的模型，用于描述银河系中自由电子的银河系分布。
脉冲星色散测量值并非恒定。许多脉冲星的色散测量值会随着时间的推移略有变化。 菲利普斯和沃尔斯奇兹 (1991) 描述了如何利用这种变化的观测来研究星际介质的性质。
菲德勒等人 (1987) 通过观测一个河外源，提供了第一个极端散射事件的观测结果。据认为，该事件发生是因为高密度等离子体区域穿过被观测源的视线。 马伊蒂亚、勒斯特拉德和科尼亚德 (2003) 在毫秒脉冲星方向上探测到一个持续 3 年的极端散射事件。 科尔斯等人 (2015) 最近报道了更多此类事件。
斯廷布林等人 (2001) 提供了星际介质中离散散射结构的直接证据。此类散射结构的影响已由以下人员描述：
第一个经确认的太阳系外行星是在 1992 年使用脉冲星观测发现的 (沃尔斯奇兹和弗雷尔 1992）。
脉冲星观测已被用来探测我们太阳系的许多方面。
霍尔韦格 (1968) 首次描述了如何使用脉冲星观测来研究太阳日冕。他们指出，由于日冕电子密度的变化，将观察到脉冲到达时间波动。 考恩斯曼和兰金 (1972) 通过 NP 0532 的掩星对太阳日冕进行了更详细的研究。最近的研究同时考虑了太阳日冕的电子密度和磁场 (奥德、约翰斯顿和萨基西安 2007 和 斯米尔诺娃、查谢伊和希肖夫 2009）。
乌利亚诺夫等人 (2013) 建议使用脉冲星观测研究地球电离层。
已经开发出提供太阳系天体位置随时间变化的星历表。这些星历表利用了关于例如行星运动和质量的最佳可用数据，以及月球激光测距实验、已知日食时间以及更多数据集的输入。正如 Champion 等人 (XX) 所述，脉冲星观测可用于检查星历表的预测。对于已知行星，还可以利用脉冲星来改进其质量测定。目前正在利用脉冲星来搜索我们太阳系中目前未知的天体。
脉冲星天文学家通常假设天文台的位置是已知的。但是，通过观测足够多的脉冲星，可以确定望远镜的位置（这里脉冲星就像一个银河系全球定位系统，GPS）。 伯恩哈特等人 (2011) 是目前正在研究使用脉冲星进行自主航天器导航的众多团队之一。
可以使用脉冲星计时方法确定脉冲星位置（这是基于黄道参考系）。还可以使用甚长基线干涉测量 (VLBI) 确定脉冲星位置，VLBI 使用国际天球参考系。通过比较使用这两种方法确定的位置，可以确定代表这两个参考系之间差异的角度。此类工作由 巴特尔等人 (1996) 提出。