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  1932年,英國劍橋大學卡文迪許實驗室的詹姆斯·查德威克發現中子(因此獲得1935年的諾貝爾物理學獎)。蘇聯著名物理學家列夫·朗道當時正在丹麥著名物理學家波爾那裡訪問,參加了波爾召集的新發現的中子的討論。討論會上,朗道敏銳地推斷如果恆星質量超過錢德拉塞卡極限,也不會一直塌縮下去,因為電子會被壓進氦原子核中,質子和電子將會因引力的作用結合在一起成為中子。中子和電子一樣,也是遵循泡利不相容原理的費米子,因此這些中子在一起產生的“中子簡併壓”力,可以抗衡引力使得恆星成為密度比白矮星大得多的穩定的中子星。但朗道的想法並沒有發表。1934年,美國威爾遜山天文臺工作的沃爾特·巴德和弗裡茨·茲威基發表文章稱,中子簡併壓力能夠支援質量超過錢德拉塞卡極限的恆星,預言中子星的存在。為尋找超新星爆炸的解釋,他們提議中子星是超新星爆炸後的產物。超新星是突然出現在天空中的垂死恆星,在出現後的幾天或整個星期內,在可見光的亮度上可以超越整個星系。巴德和茨威基正確的解釋產生中子星時釋放出的重力束縛能,供給超新星的能量:“在超新星形成的過程中大量的質量被湮滅”。如果在中心的大質量恆星在他崩潰之前的質量是太陽質量的3倍,那麼在中心可能形成一顆2倍太陽質量的中子星。被釋放出來的束縛能(E = mc)相當於一個太陽的質量全數轉化成能量,這足以作為超新星最後的能量來源。  第二次世界大戰爆發前不久,美國物理學家羅伯特·奧本海默和喬治·沃爾科夫提出系統的中子星理論,認為在質量與太陽相似的恆星內部可以達到簡併中子的流體靜力學平衡,但是並沒有引起天文學界的重視。  1965年,英國射電天文學家安東尼·休伊什和Samuel Okoye在公元1054年的超新星(天關客星)爆炸後的殘骸「蟹狀星雲」發現一個異於平常的高電波亮度溫度源。  1967年,劍橋大學卡文迪許實驗室的安東尼·休伊什學生喬絲琳·貝爾發現1.337秒有規律的無線電脈衝,人們將這一類新天體稱為“脈衝星”,並且確認它們就是30年前朗道預言的中子星,發出的脈衝是中子星快速旋轉的結果。  1968年有人提出脈衝星是快速旋轉的中子星。  1969年,在1054年超新星爆發的殘骸蟹狀星雲中,發現了一顆射電脈衝星(中子星),證明了脈衝星、中子星和超新星之間的關係。  1971年,裡卡爾多·賈科尼等人發現半人馬座的X射線源半人馬座X-3具有4.8秒的週期,他們解釋這是一顆炙熱的中子星環繞者另一顆恆星的結果,能量來源是持續不斷掉落至中子星表面的氣體釋放出的引力勢能。這是第一顆證認的X射線雙星。  1974年,安東尼·休伊什因為在脈衝星的發現上所扮演的角色而獲得諾貝爾物理學獎,但是共同的發現者Samuel Okoye和喬絲琳·貝爾並未一同獲獎。

  

  當脈衝星被發現之後,快速的脈衝(大約1秒鐘,在1960年代的天文學是很不尋常的)被半認真的視為外星高智生命傳送來的訊息,隨後被半開玩笑的稱為小綠人,標示為"LGM-1"。但在更多的,以不同的自轉週期散佈在天空各處的脈衝星被發現之後,就迅速的排除了這種可能性。而在發現船帆座脈衝星和超新星殘骸的關聯性之後,更進一步發現蟹狀星雲的能量來自一顆脈衝星,不得不令人信服脈衝星中子星的解釋。

  還有另外一種中子星,稱作磁星。磁星具有大約10 特斯拉的磁場,大約是普通中子星的1000倍。這足以在月球軌道的一半距離上擦除地球上的一張信用卡。作為對比,地球的自然磁場是大約6×10特斯拉;一小塊釹磁鐵的磁場大約是1特斯拉;多數用於資料儲存的磁介質可以被10特斯拉的磁場擦除。  磁星有時會產生X射線脈衝。大約每10年,銀河系中就會有某一顆磁星爆發出很強的伽馬射線。磁星有比較長的自轉週期,一般為5到12秒,

  中子星大致分成三層,核心部分因壓力更大,由超子組成;中間層則是自由中子,表面因中子進行β衰變成電子、質子、微中子。因具有原子核的某些包括密度在內的性質。因此,在流行的科學文獻中,中子星有時被稱為巨型原子核。然而在其他方面,中子星和真正的原子核是很不一樣的。例如,原子核是靠強相互作用結合在一起,而中子星是靠引力相互作用結合在一起。根據當今主流理論,把它們看作天體會更正確一些。
中子星(英語:neutron star),是恆星演化到末期,經由引力坍縮發生超新星爆炸之後,可能成為的少數終點之一。恆星在核心的氫、氦、碳等元素於核聚變反應中耗盡,當它們最終轉變成鐵元素時便無法從核聚變中獲得能量。失去熱輻射壓力支撐的外圍物質受重力牽引會急速向核心墜落,有可能導致外殼的動能轉化為熱能向外爆發產生超新星爆炸,或者根據恆星質量的不同,恆星內部區域被壓縮成白矮星、中子星或黑洞。