脉冲星和中子星/数据处理史
进行观测是为了研究已知的脉冲星或寻找新的脉冲星。
大多数（但不是全部）脉冲星是使用射电望远镜发现的。第一个脉冲星是偶然发现的，但最近的发现需要大量的观测时间，PB 级的存储数据和主要的**高性能计算**系统。为了探测快速旋转的脉冲星，需要以尽可能快的采样速度记录来自望远镜的信号。现代巡天通常以约 50μs 的采样时间记录数据。还需要记录大量频率通道。然后，需要尝试识别数据中的脉冲星信号。脉冲星搜寻通常基于搜索周期性脉冲信号和/或搜索单个亮脉冲。一个早期的搜索方法由Hamilton 等人 (1973)提出，但许多算法更新已被建议（例如，Schwarzenberg-Czerny 1996，Ransom, Eikenberry & Middleditch 2002，Allen, Papa & Shutz 2002）。Cordes & McLaughlin (2003)讨论了在脉冲星数据中检测快速射电暴事件的方法。
脉冲星搜索算法会生成脉冲星候选者。其中一些候选者是由统计波动产生的，其他候选者来自 RFI（一种处理 RFI 的方法，在脉冲星搜索中，由Eatough, Keane & Lyne 2009提出）。因此，通常很难从候选者中选择真正的脉冲星。 Rosen 等人 (2010)描述了一个外联项目，其中高中生搜索脉冲星并学习分析天文数据。第一个使用全球志愿计算发现的脉冲星由Knispel 等人 (2010)报道。 Eatough 等人 (2010)描述了如何使用人工神经网络对脉冲星候选者进行排名。
一旦发现脉冲星，就会对其进行详细研究。脉冲星的基本特性之一是它的脉冲形状，但要获得正确的脉冲轮廓，需要校准数据。 Johnston (2002)演示了如何校准使用单碟望远镜对脉冲星进行的观测，随后van Straten (2006)进行了后续研究。 Karastergiou & Johnston (2006)演示了如何获得绝对偏振位置角。Dai 等人 (2015)对使用先进方法的毫秒脉冲星轮廓进行了最近的研究。
可以通过脉冲轮廓确定脉冲星在特定观测频带中的通量密度的测量值。观测到的脉冲通量密度随时间和频率而变化，这是由于固有的变化性，但也由于星际介质中的闪烁。第一个脉冲星的动态频谱（其中脉冲通量密度被绘制为频率和时间的函数）由Huguenin & Taylor (1969)获得。 Stinebring 等人 (2001)演示了如何处理动态频谱以识别星际介质中的非常小的特征。
"脉冲星计时"方法用于研究脉冲星的长期旋转行为。对脉冲预计到达望远镜的时间进行模型预测。将这些预测与脉冲到达时间的实际测量值进行比较（参见Pennucci, Demorest & Ransom 2014对测量这些到达时间的一种现代方法的描述）。射电脉冲星观测是使用地球表面的望远镜进行的。因此，测量的脉冲到达时间受地球的自转和绕太阳的运动的影响。因此，测量的到达时间被引用到太阳系质心，然后进行分析。
脉冲星计时方法的第一次重大更新是在"发现一颗双星系统中的脉冲星"由 Hulse & Taylor (1975) 发现之后。来自双星脉冲星的测量的脉冲到达时间受脉冲星的轨道运动的影响，在预测到达时间时必须考虑这一点。 Blandford & Teukolsky (1976)描述了分析来自相对论双星脉冲星的脉冲到达时间的数学形式。该模型仍在使用，并在现代脉冲星计时软件包中被称为 BT 双星模型。 Backer & Hellings (1986)描述了在分析脉冲星信号时考虑相对论效应的技术。脉冲星计时方法不仅适用于射电脉冲星。 Deeter, Boynton & Pavdo (1981)展示了对武仙座 X-1 进行脉冲计时分析的结果。
也许对脉冲星计时方法的最大变化是在发现第一颗毫秒脉冲星之后。要以微秒（或更低）精度和准确度计时脉冲星，需要新的时间标准，将新的物理影响纳入计时模型，以及更好的太阳系星历。 Blandford, Romani & Narayan (1984)描述了此类毫秒脉冲星的到达时间分析。 Fairhead (1990)使用对 PSR B1937+21 的观测来证明不同太阳系星历和 TT-TB 时间转换的影响，并指出在将来自不同计时程序的结果用于天体测量目的时，必须格外小心。 Foster (1996)讨论了脉冲星计时可以达到的基本精度。
随着在球状星团中发现脉冲星 (Blandford, Romani & Appelgate 1987)，围绕主序星 (Wex 1998) 运行，或者有行星系统 (Konacki, Maciejewski & Wolszczan 2000)，计时软件需要进行开发。 Freire 等人 (2009)展示了一种分析和研究双脉冲星系统中无线电发射的新方法。
脉冲星计时阵列项目的出现要求脉冲星计时程序在 100 纳秒的水平上考虑所有物理影响，并且能够同时处理和分析多个脉冲星。这导致了 TEMPO2 软件包的开发 (Hobbs, Edwards & Manchester 2006 和 Edwards, Hobbs & Manchester 2006)，该软件包基于原始 TEMPO 软件。贝叶斯分析方法现在正在脉冲星计时方法中占据一席之地。这些方法最初来自贝叶斯尝试搜索引力波，但正在迅速成为标准脉冲星计时项目的潮流。McHugh 等人 (1996)展示了使用脉冲星计时对引力波背景进行上限估计的第一次贝叶斯尝试。 van Haasteren 等人 (2009)开发了一种贝叶斯算法，用于使用脉冲星数据搜索引力波背景信号。这些工作最终导致了 temponest - tempo2 的贝叶斯扩展 Lentati 等人 (2014)。
随着脉冲星数据计时数据集的长度增加，很明显存在着无法解释的计时噪声。研究计时噪声需要越来越先进的时间序列分析方法。 Deshpande, Alessandro & McCulloch (1996)使用 CLEAN 方法对脉冲星数据进行功率谱分析。最近，Coles 等人 (2011)使用全局最小二乘拟合方法来解释未建模的红噪声，从而确定脉冲星参数或测量功率谱。