中子星是恆星衰變的一種歸宿，它是比白矮星更緻密的天體，它的密度可達到白矮星的幾億倍。
1立方厘米的中子星物質重達一億噸到10億噸。一顆質量和太陽相當的中子星，直徑僅為20公里左右，而太陽的直徑近140萬公里，質量超過太陽質量8倍到10倍的大質量恆星，在不到幾千萬年的時間內就會耗盡自身的核反應堆，以壯觀的超新星爆發來了卻一生。
而這時，核心產生引力坍縮，若其核心保留了1.44倍到3倍太陽的質量，即超過了錢德拉塞卡極限，就不會成為白矮星，坍縮會持續進行下去，密度會急劇增高，這時電子和質子會因為受擠壓而結合成中子，星體內的物質幾乎全部由中子組成。之後，整個星體內會產生巨大的中子壓力，與引力相抗衡，並阻止進一步坍縮，終於又一次達到了平衡狀態，這樣產生的天體我們稱之為“中子星”。
而關於射電脈衝星呢，1967年7月，英國劍橋大學的休伊什等人研製了一架射電望遠鏡，休伊什的研究生貝爾用這架望遠鏡進行巡天觀測，在大量的觀測記錄中發現了第一顆射電脈衝星。
脈衝星是快速自轉的中子星，它在高速轉動下經過複雜的能量轉化過程產生輻射。脈衝星輻射的能量靠消耗其自轉能而來，故其自轉會逐漸變慢，從而導致輻射週期緩慢變長。
1968年，在超新星遺蹟蟹狀星雲的中心，發現了一顆週期為33毫秒的脈衝星，這為確認脈衝星就是轉動的中子星提供了強有力的支持。
中子星存在強度極高的磁場，達到太陽磁場的100億到1000億倍，這使得中子星磁極附近光速運動的電子產生強大的射電輻射，沿著磁軸方向形成輻射束，並且隨著中子星同步轉動。
通常中子星的磁軸與自轉軸方向不一致，輻射束在轉動的過程中，像探照燈一樣掃過周圍的空間。當脈衝星的輻射束正好掃過地球上的射電接收器時，接收器就會探測到一次信號，這樣就會形成周期性的脈衝信號，脈衝週期正好是中子星的自轉週期。這與大海上週期性閃爍的燈塔一樣，所以脈衝星的輻射被稱為“燈塔效應”。
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