脉冲星和中子星/观测结果的历史
有些脉冲星是最近才发现的，但其他脉冲星已经被观测了几十年。 Lyne 等人 (2015) 描述了蟹状星云脉冲星 45 年的旋转，这几乎占了脉冲星整个生命周期的 5%。不出所料，这样的数据集带来了许多新发现。
观测结果可以分为 1) 以前意想不到的全新发现，以及 2) 随着仪器变得更加先进和数据集变得更长而逐渐改进的发现。
在发现脉冲星之后，人们认为它们是极其稳定的旋转体。这种观点在 1969 年被打破，当时 Vela 脉冲星突然比以前旋转得更快 (Radhakrishnan & Manchester 1969 和 Reichley & Downs 1969)。这一结果是如此出乎意料，以至于参与其中的天文学家最初认为，这个现在被称为“故障事件”的事件是由仪器故障引起的。现在，已知超过 300 个故障事件。这些事件主要发生在年轻的脉冲星中，但即使是毫秒脉冲星也被观测到出现故障 (Cognard & Backer 2004)。不仅仅是射电脉冲星会发生故障。 Galloway, Morgan & Levine (2004) 提出了一颗从 Be 伴星吸积的中子星出现故障的证据。最近，在磁星中首次探测到反故障事件（其中恒星突然减速，而不是旋转得更快）(Archibald 等人 2013)。
即使从最初的脉冲星发现开始，也很明显，来自同一脉冲星的并非所有单个脉冲都相同。对蟹状星云脉冲星的第一次观测令人困惑。脉冲星似乎没有一个容易确定的旋转周期。后来人们意识到，蟹状星云脉冲星是通过其巨脉冲被发现的——这些单个脉冲比平均脉冲亮得多。当发现蟹状星云的较弱但更常见的脉冲时，其旋转周期终于变得清晰了。 Cognard 等人 (1996) 报道了来自毫秒脉冲星 B1937+21 的第一个巨脉冲。
有些脉冲可能比平均值亮得多，但其他脉冲似乎完全消失了。 Backer (1970) 提出了一种关于这种“空缺”现象的早期描述。 Bhat 等人 (2007) 提出了“选择性空缺”现象，其中脉冲似乎在特定的观测频带中消失。 Rankin & Wright (2008) 报道了 PSR J1819+1305，其空缺似乎是周期性的。
单个脉冲或单个脉冲的成分并不总是完美地对齐。相反，脉冲通常似乎在脉冲相位上漂移。这种被称为“子脉冲漂移”的现象由 Backer 等人 (1970) 和 Cole (1970) 描述。子脉冲漂移现象并不一定恒定。 Edwards, Stappers & van Leeuwen (2003) 探测到 PSR B0320+39 的子脉冲漂移突然发生变化。
人们通常认为（或者也许希望）如果将足够多的单个脉冲平均在一起，那么得到的脉冲轮廓将是稳定的。在大多数情况下，这大致是正确的，但是 Lyne (1971) 表明，一些脉冲星的积分轮廓会突然发生变化，并称之为“模式变化”。现在已知，在少数情况下，脉冲星发射会不可探测很长一段时间。这种脉冲星被称为“间歇脉冲星”。 Kramer 等人 (2006) 报道了这种脉冲星 (PSR B1931+24 或 J1933+2421)，它可以探测到 5 到 10 天，然后完全关闭长达 35 天，然后再重新打开。他们表明，自旋减速率在这两种状态之间发生了变化。 Hobbs, Lyne & Kramer (2010) 和 Lyne 等人 (2010) 研究了许多脉冲星的长期计时不规则性，并建议，在许多脉冲星中，发射和减速的这种状态可能是可探测的。在一些脉冲星中，发射仅发生轻微变化，而在其他脉冲星中，它会完全关闭。这种变化被认为是由小行星遇到脉冲星引起的 (Brook 等人 2014)
平均脉冲轮廓提供了对脉冲星发射束一部分的表示。 Weisberg & Taylor (2002) 展示了他们如何利用 B1913+16 的测地自旋进动来绘制发射束形状的二维图。然后，脉冲发射穿过星际介质，最后在望远镜处被探测到。许多关于星际介质的研究来自对脉冲星动态频谱的分析，其中脉冲强度显示为时间和观测频率的函数。 Stinebring 等人 (2001) 首次决定对动态频谱进行二维傅里叶变换，出乎意料地发现了微弱的散射事件，这些事件在“次级频谱”中显示为清晰的特征。
人们认为脉冲星是旋转驱动的还是吸积驱动的。标准射电脉冲星是旋转驱动的，而 X 射线双星处于吸积状态。 Papitto 等人 (2014) 报道了首次发现毫秒脉冲星在旋转驱动的射电脉冲星和吸积驱动的 X 射线源之间转换。
所有脉冲星都是中子星吗？答案取决于你对脉冲星的定义。 Hallinan (2007) 和 Hallinan 等人 (2007) 确定了来自超冷矮星的相干射电发射的周期性爆发，并表明该恒星具有许多类似于脉冲星的特性。类似地，Kellett 等人 询问 CU Virginis 是否是第一个恒星脉冲星。
当首次发现脉冲星时，人们对其了解甚少。发现观测通常会提供脉冲周期的估计、其色散度、观测频率下的近似通量密度以及一些关于脉冲形状的信息。随着时间的推移，可以改进这些确定，还可以确定其他天体测量、脉冲或轨道参数。 Manchester, Taylor & Van (1974) 展示了如何测量脉冲星自行运动。第一个使用干涉仪获得的脉冲星视差测量值 (Salter, Lyne & Anderson 1979)。视差提供了对脉冲星距离的测量。从距离和自行运动可以确定脉冲星的二维速度。请注意，一些脉冲星参数可能存在偏差。例如，Verbiest 等人 (2012) 讨论了 Lunz-Kelker 偏差对脉冲星观测的影响。
通常很容易确定脉冲星是否位于双星系统中。对于大多数双星系统，可以确定开普勒参数。对于一些高度相对论系统，也可以确定后开普勒参数。现在已经发现了具有有趣伴星的脉冲星。第一个脉冲星双星系统现在被认为是双中子星系统。 Fruchter, Stinebring & Taylor (1988) 确定 PSR B1957+20 是一颗位于食双星系统中的毫秒脉冲星（伴星质量较低）。 Thorsett, Arzoumanian & Taylor (1993) 表明，球状星团 M4 中的双射电脉冲星 PSR B1620-26 具有一个行星伴星，使其成为三星系统。现在已知脉冲星围绕其他中子星（在一个情况下，是另一个脉冲星）、白矮星、主序星和行星伴星运行。最近发现了一个三星系统。
我们对脉冲星了解的大多数增量改进都记录在星表中。下面列出了最常用的星表。
- EGRET 高能伽马射线源的第二份星表由 Thompson 等人 (1995) 发布。
- 第三份 EGRET 星表由 (Hartman 等人 1999) 提出。
- Muno 等人 (2003) 提出了一份针对银河系中心的钱德拉 X 射线点源深空星表。
- Manchester 等人 (2005) 公布了 ATNF 脉冲星星表，该星表现在已经发展到包含超过 2500 颗脉冲星。
- 第一份费米伽马射线源清单由 Abdo 等人 (2009) 使用三个月的观测结果提出。
- Espinoza 等人 (2011) 提出了一项对 315 个故障事件的研究。
- Olausen & Kaspi (2014) - 麦吉尔磁星星表
- Acero 等人 (2015) - 费米大面积第三源目录