发现

1974年，赫尔斯和泰勒使用位于波多黎各岛的阿雷西博天文台305米口径射电望远镜，在天鹰座天域探测到脉冲信号，并辨认出其来源是一颗脉冲星。这颗高速旋转、拥有强磁场的中子星一秒钟自转17次，即脉冲周期为59毫秒。赫尔斯和泰勒在对这颗脉冲星的进一步观测发现它的脉冲周期有一个系统性的变化，有时候其脉冲信号的到达快于预期理论时间，有时候又比预期理论时间慢。这种变化是平滑而且重复的，周期为7.75小时 。他们意识到这样的变化可以用在严格轨道上绕一颗伴星运动引起的多普勒效应来解释。

双星系统

这颗脉冲星和它的伴星围绕它们的共同质心沿着偏心率很大的椭圆轨道互相旋转，它们在各自轨道的运动遵循开普勒定律，其公转周期为7.75小时。这个双星系统的成员质量相近，大约为1.4个太阳质量。两星的间距距离最近大约为1.1个太阳半径，距离最远时大约为4.8个太阳半径 。此外没有观测到该双星系统的X射线辐射. 依据这些数据可以推断: PSR B1913+16和它的伴星都是中子星。PSR B1913+16的轨道和天空平面呈45度倾斜，近拱点的位置每年改变4.2度 。在1975年1月，它的近拱点刚好和我们的视线垂直。

赫尔斯和泰勒对这个脉冲双星系统的深入研究发现，其公转周期存在变小的趋势，这种轨道衰减可以用爱因斯坦广义相对论解释（根据广义相对论，一个双星系统会通过引力辐射的形式损失能量。尽管这种能量损失一般相当缓慢，却会使得双星间的距离逐渐降低，同时降低的还有轨道周期） 。这个双星系统公转周期变化率为每年减少76.5微秒，即其半长轴每年缩短3.5米 。从现在开始计算，两星旋近至合并需3亿年的时间 。

这个双星系统的一些基本参数为：

伴星质量 1.387太阳质量

公转周期 7.751939106 小时

偏心率 0.617131

半长轴 1,950,100 千米

近拱点距离 746,600 千米

远距离 3,153,600 千米

在近拱点时的公转速度 (相对于质心) 450 千米/时

在远拱点时的公转速度 (相对于质心) 110 千米/时

于2004年，泰勒和乔尔·韦斯伯格公布了一个新的数据分析，并缩减误差率至0.2%。这0.2%是因为未知的银河系常数，其中包括太阳与银河系中心的距离、脉冲星的运动和与地球的距离。虽然他们已能改善测量前两者的方式，但脉冲星与地球的距离仍然很难被确认。泰勒和韦斯伯格也绘制了脉冲星的二维无线电波束结构，并推测出不同进动下的各种脉冲形状。他们发现，电波束会在纬向延长，并在纵向被挤压往中心附近，导致其形状犹如“∞”。

恒星特质

PSR B1913+16的质量为太阳质量的1.441倍，而半径则为太阳半径的1.4×10 倍（0.000014倍），即其质量比太阳还要多44.1%，但半径比太阳还要少99.9%。这意味着其密度非常高，高达每立方米7.33×10 公斤，是太阳的1.25×10 倍。 作为一颗脉冲星，PSR B1913+16的自转非常之快。其自转速度为59.02999792988 ms，即每秒自转17次，比太阳的自转周期（25.05天）快3700万倍。PSR B1913+16距离地球21,000光年（6400秒差距）。

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