脉冲星和中子星/望远镜和仪器的历史
第一个脉冲星是偶然使用一个无线电望远镜阵列（称为 4 英亩阵列）发现的，该阵列用于搜索类星体。每天，望远镜信号被记录在几卷纸上，然后由人工检查。从那时起，技术已经进步；如今，超级计算机处理来自地球和太空一些最大和最先进的望远镜的脉冲星观测数据。
蟹状星云脉冲星是研究最透彻的脉冲星之一。它最初是在使用 300 英尺的绿岸望远镜 (Staelin & Reifenstein 1968) 作为脉冲无线电源被探测到。可见光脉冲在一年后由 Cocke, Disney & Taylor (1969) 探测到。不久之后， Fritz 等人 (1969) 报告了在蟹状星云中探测到的第一个 X 射线脉冲。 Vasseur 等人 (1970) 使用一个气球实验，初步探测到来自蟹状星云脉冲星的脉冲伽马射线辐射。使用切伦科夫成像方法观察到来自蟹状星云和脉冲星的 TeV 伽马射线 (Weekes 等人 1989)。蟹状星云脉冲星也已使用引力波望远镜 (Abbott 等人 2007)、宇宙射线探测器 (Wdowczyk & Wolfendale 1983) 以及作为可能的微中子源 (Aartsen 等人，2015) 进行研究。
最初发现脉冲星的阵列现在已不再使用。然而，乔德雷尔班克天文台的洛弗尔望远镜 (1957) 以及帕克斯 (1962)、阿雷西博 (1960 年代初) 和南希 (1965) 望远镜，这些望远镜都是在发现第一个脉冲星之前建造的，至今仍活跃在脉冲星研究中，现在涉及全球大多数主要射电望远镜。相对较新的射电望远镜包括低频望远镜，例如 LOFAR (例如， Fender 2007)、GMRT、默奇森宽视场阵列 (例如， Tremblay 等人 2015) 以及长波阵列 (Stovall 等人 2015)。在更高频率下，莫朗格洛射电望远镜目前正在翻新，而 撒丁岛射电望远镜 在 2011 年左右首次观测到脉冲星。世界上最大的单碟射电望远镜（500 米口径球面射电望远镜，FAST）目前正在中国组装 (Peng 等人 2000)。预计该望远镜将在 2016 年开始观测。
迄今为止， 射电天体物理学 是唯一参与脉冲星研究的空间射电望远镜 (Rudnitskiy、Mikhail & Vladimir 2014)，但许多其他空间望远镜在其他波段观测脉冲星。例如，哈勃太空望远镜在可见光和紫外线下观测脉冲星 (Percival 等人 1993)。X 射线望远镜 (例如， An 等人 2014 的 NuSTAR) 和伽马射线望远镜 (例如， Thompson 等人 1994) 也已被用来探测和观测脉冲星。高能辐射也可以使用地面探测器检测，例如 VERITAS 阵列 (Aliu 等人 2015)。
望远镜也正在组合使用。例如， Galt 等人 (1970) 使用干涉仪观测 PSR B0329+54。现在，脉冲星科学是甚长基线干涉测量 (VLBI) 网络的关键目标。 Kramer & Stappers (2010) 描述了欧洲大型脉冲星阵列 (LEAP) 项目，该项目将来自欧洲最大望远镜的数据结合起来。由 Deller 等人 (2011) 启动了一个主要的 VLBA 脉冲星星族测量程序 PSRpi。不仅相同类型的望远镜被组合在一起使用，而且天文学家现在还进行协调的 X 射线、紫外线、可见光和无线电观测 (例如， Bogdanov 等人 2015)。
使用射电望远镜的脉冲星研究新时代即将开始，并将使用平方公里阵列 (SKA；首次由 Wilkinson 1991 提出) 及其先驱望远镜，例如 MeerKAT 和 ASKAP。 Bell (2000) 和 Cordes 等人 (2004) 提供了关于 SKA 和其他新设施如何研究脉冲星的早期报告。最近，大量论文已经发表了关于 SKA 在脉冲星科学中的作用，正如 Kramer & Stappers (2015) 所总结的那样。SKA 第 1 阶段目前正在准备中。望远镜的低频部分将在西澳大利亚使用孔径阵列技术建造（孔径阵列已由 van Bemmel 等人 2012 描述）。更高频率的观测将使用南非的干涉仪碟形阵列进行。
令人惊讶的是，许多古老的单碟射电望远镜仍然被用于尖端的脉冲星研究。这是因为这些望远镜的观测能力一直在不断升级。 Rayner & Witham (1973) 发表了对脉冲星仪器的早期回顾，描述了当时用于在线脉冲星搜索的计算机硬件和软件状况。在 1982 年发现第一个毫秒脉冲星之后 (Backer 等人 1982)，对使用的硬件和软件系统进行了更多更新。脉冲星信号会受到信号通过星际介质传播的影响。为了抵消脉冲色散的影响，需要将传入的数据分成大量的频率通道。原则上可以完全消除色散影响的一种方法被称为“相干色散”，但该方法需要对传入数据进行快速采样，并需要足够的计算能力来处理数据。 Hankins、Stinebring & Rawley (1987) 演示了一个可以处理 2MHz 带宽的实时相干色散系统。 Voute 等人 (2002) 报告了 PuMa 的设计，PuMa 是一种基带重新编码和数字滤波器组系统。该系统可以以基带模式处理高达 20MHz 的带宽，作为数字滤波器组处理 80MHz 的带宽。 Karappusamy、Stappers & van Straten (2008) 描述了用于 Westerbork 的宽带脉冲星机 (PuMa-II)，它可以处理 160MHz 的带宽。现代相干色散系统可以处理多个 GHz 的带宽。
后端开发部分是受新接收器系统的驱动。单像素射电接收器变得更冷，能够接收更宽的带宽。然而，随着望远镜变得越来越大，它们的波束变得越来越窄，因此对天空的任何特定调查都需要更长的时间才能完成。1996 年，帕克斯望远镜升级了一个 13 波束多波束接收器 (Staveley-Smith 等人 1996)。多波束接收器现在已在帕克斯和阿雷西博投入使用，一个 19 波束系统将很快安装在 FAST 望远镜上。将来，脉冲星调查很可能使用焦平面阵列进行 (参见 Verheijen 等人 2008 和 Johnston 等人 2008)。
脉冲星观测中产生的数据量一直很大，需要开发新的存储和归档方法。脉冲星社区目前还没有就脉冲星数据集的标准达成一致。Matsakis、Josties 和 Foster (1996) 首次呼吁建立国际脉冲星数据档案，并建议使用 FITS 格式进行数据存储，van Straten 等人 (2010) 随后提出了 PSRFITS 文件格式。然而，Lorimer 等人 (1998) 提出了一种不同的脉冲星数据存储方法。Hobbs 等人 (2011) 描述了一个大型的 Parkes 脉冲星数据档案（以 PSRFITS 格式存储）。
射频干扰 (RFI) 正在成为脉冲星观测中越来越大的问题。Bell 等人 (2001) 提供了基带数据，用于测试干扰抑制算法。在不久的将来，该领域需要更多的研究。