中子星有着奇妙的历史，这个意思完全不是指人们先意识到它们的存在，而却在过了30年之后才从现实世界中发现了中子星。

现在，这是一个很有名的故事：19世纪30年代早期，剑桥的一位研究生钱德拉塞卡（S. Chardrasekhar）着手进行了一项工作，那就是计算像太阳那样一颗恒星，随着其核区的氢因热核反应（通过转化为氦）而消耗殆尽之时的稳定性问题。随着无用生成物的增多，核燃料浓度下降，而氢的产能效率也就越来越低了。

这时，可能出现几种情况，一种情况是，对于一颗质量很小的恒星来说，它将会平稳地收缩，并最终成为一颗白矮星。白矮星的外壳由简并电子气体的压力支撑着，而构成这种气体的电子则是从它们所在的原子内挤压出来的。在质量较大的恒星中，核发生坍缩，但核的温度变得很高，结果可以把核中的氨（而不是氢）点燃，同时外壳膨胀，而恒星便成为一颗红巨星——“红”是因为恒星表面变得非常之大，而辐射出去的能量也就明显增大了。

随着恒星到达它光辉灿烂一生的末期，接下来所发生的事情就更为剧烈。像太阳那样一颗恒星的外壳，由正在发生氢燃烧的星核所发出的辐射流支撑着。但是，能量穿过外壳所需的传输时间可能超过100万年。如果核的坍缩比这来得快，那么外壳就可能同核脱离（银河系内到处都有这种“行星状星云”，它们同行星毫无关系）。质量最大的恒星会发生爆发，这就是超新星；最后可能生成白矮星或中子星。有趣的是朝着红巨星演变的那些恒星也会以超新星爆炸方式终其一生；在某个阶段，核聚变反应中能量的产生要比能通过外壳向外释出的能量来得快，因此外壳同样也会被抛出去。

尽管已经预言了它们应该存在，脉冲射电源的发现（1967年，恰好也是在剑桥）还是令人大吃一惊，即使对发现者（已故马丁 · 赖尔爵士的小组）也是如此，从那以后，对于探索天体物理现象的特征来说，中子星（只能利用它们的射电脉动来加以确认）便成了极其宝贵的标识天体。

脉冲双星（由脉冲星同另一颗脉冲星、白矮星或甚至同黑洞构成的双星）能为我们提供对广义相对论的某些最有说服力的检验，以及证明超新星爆发机制的某些途径。

然而，对于检验粒子物理学标准模型的一些预言来说，由这类天体提供某种方法的可能性（这种可能性应该是合理的）也是存在的。这里很显然，其代价是要把实验物理学转变为观测科学。

要是有一颗中子星，它的质量与太阳质量相等，那么它核区的密度可能超过3×10¹⁸千克 · 米^-3，也就是每立方毫米30亿吨，使这种物质紧紧束缚在一起的力就是我们所熟悉的引力吸引作用。但是，因为密度极大，我们相信从原子剥离出来的电子会使白矮星的密度进一步增大：电子和质子结合在一起，这个过程就是常见的自由中子β衰变的逆过程。

最后结果是这样的：对于一颗相当于太阳质量的中子星来说，大部分物质将由自由中子组成，其中还混杂了一些自由质子和电子。这时，一颗稳定的中子星是不会因自引力作用而进一步坍缩，原因是这些核子（它们是费米子）组成了一种简并费米气体，并产生向外的压力。在这些极端条件下，核子应当有超流体特性，而且对于质子来说那就是超导体。

同其他的天体（如恒星和行星）一样，中子星也有成层结构。在简并中央区的外层仍然是一些完整的原子核，其间混杂着超流动的中子。中子星外壳密度的上限是10¹⁰千克 · 厘米^-1，我们相信这层外壳实质上是一种固态导体。看来脉冲星的磁场会超过10⁶特斯拉，这一点使得它们的物理状态变得复杂化。也正因为如此，可以通过与星体自转同步的射电脉冲探测到脉冲星。

人们对这些可以观测到的中子星的部分兴趣还在于，中子星作为研究各种各样现象的实验场所具有潜在的价值，而且有一些并不是天体物理现象。例如，威特恩（E. Witten）认为，这样一颗恒星的内核有一部分可能由“夸克物质”组成，而且在这一种状态中夸克不再禁闭于个别的强子，

关于中子星核内夸克物质所应当具有的几何形状问题，文献中已经有了一些推测性的意见。对于这种排列状态直接进行观测显然是不可能的。但是，有一种机会是值得一搏的，这就是对中子星进行长时间的研究，使之有可能逐渐积累对中子星物质在高压条件下各种性质的理解，这本身躭是很有意义的，而且也会补充和扩展从目前可能建造的那些粒子加速器所收集到的信息，一些恒星在不断地发出脉冲这一点已经成为定局。